L'attività solare e il suo impatto sulla natura e sul clima. Enciclopedia scolastica

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ATTIVITÀ SOLARE. Una regione attiva sul Sole - (AR) è un insieme di formazioni strutturali mutevoli in una determinata area limitata dell'atmosfera solare, associata ad un aumento del campo magnetico in essa contenuto da valori di 10-20 a diverse (4–5) migliaia di oersted. Alla luce visibile, la formazione strutturale più evidente della regione attiva sono macchie solari scure e ben definite, che spesso formano interi gruppi. Solitamente, tra la moltitudine di punti più o meno piccoli, spiccano due grandi, che formano un gruppo bipolare di punti con la polarità opposta del campo magnetico al loro interno. I singoli punti e l'intero gruppo sono solitamente circondati da luminose strutture traforate a griglia - torce. Qui i campi magnetici raggiungono valori di decine di oersted. Alla luce bianca, le torce si vedono meglio al bordo del disco solare, tuttavia, in linee spettrali forti (soprattutto idrogeno, calcio ionizzato e altri elementi), così come nelle regioni ultraviolette e dei raggi X dello spettro, sono molto più luminosi e occupano una vasta area. La lunghezza della regione attiva raggiunge diverse centinaia di migliaia di chilometri e la durata va da diversi giorni a diversi mesi. Di norma, possono essere osservati in quasi tutte le gamme dello spettro elettromagnetico solare dai raggi X, raggi ultravioletti e visibili agli infrarossi e alle onde radio. Ai margini del disco solare, quando la regione attiva è visibile di lato, sopra di esso, si osservano spesso delle protuberanze nelle linee di emissione della corona solare: enormi "nuvole" di plasma dalle forme bizzarre. Di tanto in tanto, nella regione attiva si verificano improvvise esplosioni di plasma: brillamenti solari. Generano potenti radiazioni ionizzanti (principalmente raggi X) e radiazioni penetranti (particelle elementari energetiche, elettroni e protoni). I flussi di plasma corpuscolare ad alta velocità cambiano la struttura della corona solare. Quando la Terra entra in un tale flusso, la sua magnetosfera si deforma e si verifica una tempesta magnetica. Le radiazioni ionizzanti influenzano fortemente le condizioni nell'alta atmosfera e creano disturbi nella ionosfera. Sono possibili anche influenze su molti altri fenomeni fisici ( centimetro. sezione RELAZIONI SOLARE-TERRESTRE).

Prime osservazioni delle macchie solari.

A volte sul Sole, anche ad occhio nudo, attraverso il vetro fuligginoso, puoi vedere punti neri - macchie. Queste sono le formazioni più evidenti negli strati esterni, direttamente osservabili dell'atmosfera solare. Rapporti di macchie solari, a volte osservate attraverso la nebbia o il fumo degli incendi, si trovano in antiche cronache e annali. Ad esempio, i primi riferimenti a "luoghi neri" sul Sole nella Nikon Chronicle risalgono al 1365 e al 1371. Le prime osservazioni telescopiche all'inizio del XVII secolo. furono eseguiti quasi contemporaneamente indipendentemente da Galileo Galilei in Italia, Johann Holdsmith in Olanda, Christopher Scheiner in Germania e Thomas Harriot in Inghilterra. In condizioni atmosferiche molto buone, nelle fotografie del Sole, a volte si può vedere non solo la struttura fine delle macchie solari, ma anche aree aperte intorno ad esse - torce, che si vedono meglio sul bordo del disco solare. Si può notare che, in contrasto con un emettitore ideale (ad esempio una palla di gesso bianca, illuminata uniformemente da tutti i lati), il disco del Sole sul bordo sembra più scuro. Ciò significa che il Sole non ha una superficie solida con una luminosità uguale in tutte le direzioni. Il motivo dell'oscuramento del disco solare fino al bordo è nella natura gassosa dei suoi strati esterni e di raffreddamento, in cui la temperatura, come negli strati più profondi, continua a diminuire verso l'esterno. Ai margini del disco solare, la linea di vista attraversa gli strati più alti e più freddi della sua atmosfera, che irradiano molta meno energia.

Galileo Galilei sulle macchie solari.

Galileo nacque a Pisa (Nord Italia) nel 1564. Nel 1609 fu uno dei primi a puntare il suo minuscolo cannocchiale verso il cielo. Ai nostri tempi, ogni scolaro da una lente per occhiali e una normale lente d'ingrandimento può realizzare anche lo strumento migliore per se stesso. Tuttavia, è sorprendente quante cose nuove vide Galileo nel suo imperfetto telescopio: i satelliti di Giove, le montagne e le depressioni sulla Luna, le fasi di Venere, le macchie sul Sole, le stelle della Via Lattea e molto altro. Essendo un aderente alle idee di Copernico sulla posizione centrale del Sole nel nostro sistema planetario, ha cercato di confermare le sue idee con osservazioni. Nel 1632 Galileo pubblicò il suo famoso libro Dialogo su due sistemi del mondo. Fu infatti il ​​primo libro divulgativo scientifico scritto in una brillante lingua letteraria, e non in latino, come allora era consuetudine tra gli scienziati, ma in italiano comprensibile a tutti i connazionali di Galileo. Questo libro si rivelò un audace e rischioso sostegno all'insegnamento di Copernico, per il quale Galileo fu presto processato dall'Inquisizione. Naturalmente Galileo sperava di utilizzare le osservazioni del Sole come argomento più convincente. Pertanto, nel 1613 pubblicò sotto forma di belle incisioni tre lettere sotto il titolo generale Descrizioni ed evidenze relative alle macchie solari. Queste lettere erano in risposta alle assurde argomentazioni dell'abate Scheiner, che osservava anche le macchie solari, ma le scambiava per pianeti, che, a suo avviso, si muovevano nella direzione prescritta dal sistema tolemaico (geocentrico), e quindi presumibilmente lo confermavano. Galileo fece notare l'errore di Scheiner, che non si accorse che la sua tromba stava invertendo l'immagine. Ha quindi dimostrato che le macchie appartengono al Sole, che, a quanto pare, ruota. Galileo fece anche un'ipotesi, che si rivelò corretta, ma che fu provata solo dopo due secoli e mezzo, che le macchie fossero costituite da gas più freddi e più trasparenti dell'atmosfera solare. Infine, confrontando l'oscurità delle macchie con l'oscurità del cielo oltre il bordo dell'immagine del Sole e notando che la Luna è più scura dello sfondo del cielo vicino al Sole, ha scoperto che le macchie solari sono più luminose delle più luminose luoghi sulla Luna. Questo lavoro di Galileo è il primo serio studio scientifico sulla natura fisica del Sole. Allo stesso tempo, quest'opera è un brillante esempio di finzione, illustrato con bellissime incisioni dello stesso autore.

Osservazioni delle macchie solari.

Il numero totale di macchie solari e dei gruppi da esse formati cambia lentamente in un certo periodo di tempo (ciclo) da 8 a 15 anni (10-11 anni in media). È importante che la presenza delle macchie solari influisca sul campo magnetico terrestre. Questo è stato notato da Gorrebov già nel XVIII secolo, e ora è già noto che l'attività solare è associata a moltissimi fenomeni terrestri, quindi lo studio delle relazioni solare-terrestre è molto importante per la vita pratica. Sono quindi necessarie continue e costanti osservazioni del Sole, spesso ostacolate dalle intemperie e dall'inadeguatezza della rete di osservatori speciali. È chiaro che anche modeste osservazioni amatoriali, ma eseguite con attenzione e ben descritte (con indicazione di tempo, luogo, ecc.) possono essere utili per una sintesi internazionale dei dati sull'attività solare ( centimetro. dati geofisici solari). Inoltre, le osservazioni fatte da un dilettante in un dato luogo possono indurre l'osservatore a scoprire una nuova connessione, precedentemente inosservata, con qualche fenomeno terrestre specifico di questo particolare luogo. Ogni dilettante con il suo telescopio può determinare l'indice più famoso di attività solare: il numero relativo di macchie solari del lupo (dal nome dell'astronomo tedesco che lo introdusse a metà del XIX secolo). Per determinare il numero del lupo, devi calcolare quanti punti individuali sono visibili sull'immagine del Sole, quindi aggiungere al numero risultante dieci volte il numero di gruppi che formano. Ovviamente, il risultato di tale calcolo dipende fortemente da moltissimi fattori, che vanno dalle dimensioni dello strumento, alla qualità dell'immagine, che è fortemente influenzata dalle condizioni meteorologiche, per finire con l'abilità e la vigilanza dell'osservatore. Pertanto, ogni osservatore deve, sulla base del confronto delle sue osservazioni a lungo termine con dati generalmente accettati, stimare il coefficiente medio per il quale deve moltiplicare le sue stime dei numeri di Wolf per ottenere risultati sulla media su una scala generalmente accettata. Un riassunto dei valori generalmente accettati dei numeri Wolf (W) può essere trovato, ad esempio, nel bollettino dati solari pubblicato dall'Osservatorio Pulkovo di San Pietroburgo.

Caratteristiche fisiche delle macchie solari.

Le macchie solari e soprattutto i gruppi di macchie solari sono le formazioni attive più visibili nella fotosfera solare. Sono noti molti casi in cui grandi macchie sul Sole sono state osservate ad occhio nudo attraverso il vetro fuligginoso. Le macchie solari sono sempre associate alla comparsa di forti campi magnetici con intensità fino a diverse migliaia di oersted nella regione solare attiva. Il campo magnetico rallenta il trasferimento di calore convettivo, a causa del quale la temperatura della fotosfera a una profondità ridotta sotto la macchia solare diminuisce di 1-2 mila K. Le macchie solari hanno origine sotto forma di molti piccoli pori, alcuni dei quali muoiono presto, e alcuni crescono in formazioni scure con una luminosità 10 volte inferiore a quella della fotosfera circostante. L'ombra di una macchia solare è circondata da una penombra formata da filamenti radiali rispetto al centro della macchia solare. La durata dell'esistenza delle macchie solari va da diverse ore e giorni a diversi mesi. La maggior parte delle macchie solari forma coppie allungate approssimativamente lungo l'equatore solare - gruppi bipolari macchie solari con campi magnetici di polarità opposta vicino ai membri orientali e occidentali del gruppo. Il numero di macchie solari e dei gruppi bipolari da esse formati ciclicamente (cioè in un intervallo di tempo non costante, in media vicino a 11 anni) cambia: prima, in aumento relativamente rapido, e poi in lenta diminuzione.

Torce a fotosfera.

Intorno ai punti si osservano spesso aree luminose, chiamate torce dalla parola greca torcia(fascio, torcia). Questa è la fase iniziale della manifestazione dell'attività solare, che si vede meglio vicino al bordo del disco solare, dove il contrasto con lo sfondo indisturbato della fotosfera raggiunge il 25–30%. I bagliori sembrano una raccolta di piccoli punti luminosi (granuli di bagliori di centinaia di chilometri) che formano catene e una griglia traforata. Sono presenti in quasi tutte le regioni attive del Sole e la loro comparsa precede la formazione delle macchie solari. Al di fuori delle regioni attive, le facole compaiono periodicamente nelle regioni polari del Sole.

flocculi.

Nella cromosfera sopra le faculae si osservano le loro continuazioni, che hanno struttura simile e sono dette flocculi (dal latino flocculis- un pezzetto di peluria). Questa è una manifestazione dell'attività solare nella cromosfera, chiaramente visibile sul disco solare quando osservata nelle righe spettrali di idrogeno, elio, calcio e altri elementi.

Protuberanze e fibre.

Le formazioni attive nella corona solare - le protuberanze - possono raggiungere le dimensioni maggiori. Queste sono nubi di materia cromosferica nella corona supportate da campi magnetici. Hanno una struttura fibrosa e frastagliata e sono costituiti da filamenti mobili e coaguli di plasma, contraddistinti da un'eccezionale varietà di forme: a volte sono calmi pagliai, a volte sono imbuti vorticosi simili a finferli, o cespugli, spesso si tratta di figure delle più bizzarre forme. Differiscono anche notevolmente nelle loro caratteristiche dinamiche, che vanno da formazioni tranquille di lunga durata a protuberanze eruttive che esplodono improvvisamente. Le protuberanze silenziose più longeve e che cambiano lentamente sono come tende appese quasi verticalmente alle linee del campo magnetico. Se osservate sul disco solare, tali protuberanze vengono proiettate in filamenti lunghi e stretti , che appaiono scuri nelle immagini del Sole nella riga spettrale rossa dell'idrogeno. Ciò è spiegato dal fatto che la sostanza delle protuberanze assorbe la radiazione fotosferica solo dal basso e la disperde in tutte le direzioni.

Bagliori solari.

In una regione attiva ben sviluppata, a volte un piccolo volume di plasma solare esplode improvvisamente. Questa manifestazione più potente dell'attività solare è chiamata brillamento solare.

Sorge nella regione del cambiamento di polarità del campo magnetico, dove forti campi magnetici diretti in modo opposto "si scontrano" in una piccola regione dello spazio, a seguito della quale la loro struttura cambia in modo significativo. Di solito, un brillamento solare è caratterizzato da una rapida crescita (fino a dieci minuti) e da un lento decadimento (20-100 minuti). Durante un lampo, la radiazione aumenta in quasi tutte le gamme dello spettro elettromagnetico. Nella regione visibile dello spettro, questo aumento è relativamente piccolo: per i bagliori più potenti, osservati anche in luce bianca sullo sfondo di una fotosfera luminosa, non è più di una volta e mezzo o due. Ma nelle regioni lontane dell'ultravioletto e dei raggi X dello spettro, e specialmente nella gamma radio a lunghezze d'onda dei metri, questo aumento è molto ampio. A volte si osservano esplosioni di raggi gamma. Circa la metà dell'energia totale del bagliore viene portata via da potenti espulsioni di materia plasmatica che passa attraverso la corona solare e raggiunge l'orbita terrestre sotto forma di flussi corpuscolari che interagiscono con la magnetosfera terrestre, il che a volte porta alla comparsa di aurore.

Di norma, i bagliori sono accompagnati dal rilascio di particelle cariche ad alta energia. Se i protoni possono essere rilevati durante un bagliore, tale bagliore è chiamato "brillamento protonico". I flussi di particelle energetiche provenienti dai lampi di protoni rappresentano un serio pericolo per la salute e la vita degli astronauti nello spazio. Possono causare malfunzionamenti dei computer di bordo e di altri dispositivi, nonché il loro degrado. I flash più potenti sono visibili anche in "luce bianca" sullo sfondo di una fotosfera luminosa, ma tali eventi sono molto rari. Per la prima volta un tale focolaio il 1 settembre 1859 fu osservato in modo indipendente in Inghilterra da Carrington e Hodgson. È più facile osservare i brillamenti solari nella linea rossa dell'idrogeno emessa dalla cromosfera. Nella gamma radio, l'aumento della luminosità radio nelle regioni attive è così grande che il flusso di energia totale delle onde radio provenienti dall'intero Sole aumenta di decine e persino molte migliaia di volte. Questi fenomeni sono chiamati esplosioni solari. I burst appaiono a tutte le lunghezze d'onda, da un millimetro a un chilometro. Sono creati da onde d'urto generate dal bagliore che si propaga nella corona solare. Sono accompagnati da flussi di protoni ed elettroni accelerati, che riscaldano il plasma nella cromosfera e nella corona a temperature di decine di milioni di kelvin. Si ritiene che la fonte di energia più probabile rilasciata durante un brillamento solare sia il campo magnetico. Quando l'intensità del campo magnetico aumenta in una determinata regione della cromosfera o della corona, viene accumulata una grande quantità di energia magnetica. In questo caso, possono sorgere stati instabili, che portano a un processo esplosivo quasi istantaneo di rilascio di energia, commisurato all'energia di miliardi di esplosioni nucleari. L'intero fenomeno dura da alcuni minuti a diverse decine di minuti, durante i quali vengono rilasciati fino a 10 25–10 26 J (10 31–32 erg) sotto forma di espulsione energetica di plasma e flusso di raggi cosmici solari, nonché radiazione elettromagnetica di tutte le gamme - dai raggi X e gamma - fino a misurare le onde radio. Le forti radiazioni ultraviolette e di raggi X dei bagliori cambiano lo stato dell'atmosfera terrestre, causando disturbi magnetici che hanno un impatto significativo sull'intera atmosfera terrestre, causando molti fenomeni geofisici, biologici e di altro tipo.

raggi cosmici solari

- un flusso di particelle cariche ad alta energia accelerato negli strati superiori dell'atmosfera solare, che si verificano durante i brillamenti sul Sole. Sono registrati vicino alla superficie terrestre come aumenti improvvisi e bruschi dell'intensità dei raggi cosmici sullo sfondo di raggi cosmici galattici più altamente energetici. . Ottenuto dalle osservazioni, il limite superiore dell'energia delle particelle dei raggi cosmici solari e a» 2 10 10 eV. Il limite inferiore della loro energia è incerto e supera il mega elettronvolt (es a J 10 6 eV). Durante alcuni brillamenti, scende al di sotto di 10 5 eV, cioè si chiude essenzialmente con il limite superiore dell'energia delle particelle del vento solare. Il limite inferiore convenzionalmente accettato dell'energia dei raggi cosmici solari è 10 5 – 10 6 eV. A energie inferiori, il flusso di particelle acquisisce le proprietà di un plasma , per cui non è più possibile trascurare l'interazione elettromagnetica delle particelle tra loro e con il campo magnetico interplanetario.

La frazione principale dei raggi cosmici solari sono i protoni con e a i 10 6 eV, ci sono anche nuclei con una carica Z i 2 (fino a 28 nuclei di Ni) ed energia e a da 0,1 a 100 MeV/nucleone, elettroni con e a i 30 keV (limite sperimentale). Sono stati registrati flussi significativi di deuteroni 2 H, è stata stabilita la presenza di trizio 3 H e dei principali isotopi C, O, Ne e Ar. Durante alcuni brillamenti, viene prodotto un numero apprezzabile di nuclei di isotopi 3 He. Contenuto relativo di nuclei con Zі 2 riflette principalmente la composizione dell'atmosfera solare, mentre la frazione di protoni varia da bagliore a bagliore.

Complesso di fenomeni (processi) che precedono il momento t 0 generazione di raggi cosmici solari, così come i processi che si verificano vicino al momento t 0 (effetti di accompagnamento) e accompagnando la generazione dei raggi cosmici solari (con un ritardo T rispetto al momento t 0 o t 0 + D t, dove D tè la durata dell'accelerazione), è chiamato evento protonico solare (SPE). Per particelle con e aі 10 8 eV la dipendenza dal tempo dell'intensità del flusso di raggi cosmici solari vicino alla Terra (profilo temporale SPS) ha una caratteristica forma asimmetrica. È rappresentato come una curva con un aumento molto rapido (in minuti e decine di minuti) con un declino più lento (da alcune ore a » 1 giorno). In questo caso, l'ampiezza dell'aumento sulla superficie terrestre può raggiungere centinaia e migliaia di percento rispetto al flusso di fondo dei raggi cosmici galattici. Quando ci si allontana dalla superficie terrestre (nella stratosfera, nelle orbite dei satelliti e nello spazio interplanetario), la soglia di energia per rilevare i raggi cosmici solari diminuisce gradualmente e la frequenza degli eventi protonici osservati aumenta in modo significativo. In questo caso, il profilo temporale dei raggi, di regola, si estende per diverse decine di ore.

La distribuzione dei raggi cosmici solari su energie e cariche vicino alla Terra è determinata dal meccanismo di accelerazione delle particelle nella sorgente (brillamento solare), dalle caratteristiche della loro uscita dalla regione di accelerazione e dalle condizioni di propagazione nel mezzo interplanetario; quindi , è molto difficile stabilire in modo affidabile la forma dello spettro dei raggi cosmici solari. Apparentemente, non è lo stesso in diversi intervalli di energia: nella rappresentazione dello spettro di energia differenziale da una funzione di potenza ~ e-– g a esponente g diminuisce al diminuire dell'energia) (lo spettro diventa più piatto). Nei campi magnetici interplanetari, lo spettro si trasforma notevolmente nel tempo, con il valore di g aumenta e lo spettro rimane in forte calo, cioè il numero di particelle diminuisce rapidamente con l'aumentare dell'energia. L'indice di spettro nella sorgente può variare da evento a evento entro 2 Ј g Ј 5 a seconda della potenza della SPE e dell'intervallo di energia considerato, e alla Terra, rispettivamente, entro 2 Ј g Ј 7. Il numero totale di accelerati i protoni che sono entrati nello spazio interplanetario durante il tempo di un potente SPE possono superare 10 32 e la loro energia totale è і10 31 erg, che è paragonabile all'energia della radiazione elettromagnetica del bagliore. L'altezza alla quale le particelle vengono accelerate nell'atmosfera solare non è apparentemente la stessa per diversi brillamenti: in alcuni casi, la regione di accelerazione (sorgente) è nella corona, a una concentrazione di particelle di plasma P~ 10 11 cm–3, in altri - nella cromosfera, dove P~ 1013 cm–3. L'emissione di raggi cosmici solari al di fuori dell'atmosfera solare è significativamente influenzata dalla configurazione dei campi magnetici nella corona.

L'accelerazione delle particelle è strettamente correlata al meccanismo di origine e allo sviluppo dei brillamenti solari stessi. La principale fonte di energia del bagliore è il campo magnetico. Quando cambia, sorgono campi elettrici che accelerano le particelle cariche. I meccanismi più probabili di accelerazione delle particelle nei razzi sono considerati elettromagnetici. Particelle di raggi cosmici con una carica Ze, il peso A r e la velocità n nei campi elettromagnetici è solitamente caratterizzata da rigidità magnetica R = Amp Insieme a n /ze, dove MAè il numero atomico dell'elemento. Quando accelerato da un campo elettrico quasi regolare che si verifica quando il foglio di corrente neutra si rompe in un bagliore, il processo accelerazione, sono coinvolte tutte le particelle di plasma caldo dalla regione di discontinuità e lo spettro dei raggi cosmici solari della forma ~ exp ( –R/R 0), dove R 0 - rigidità caratteristica. Se il campo magnetico nella regione del bagliore cambia regolarmente (ad esempio, cresce nel tempo secondo una certa legge), è possibile l'effetto dell'accelerazione del betatrone. Un tale meccanismo porta a uno spettro di legge di potenza in termini di rigidità (~ R- g). Nel plasma altamente turbolento dell'atmosfera solare ci sono anche campi elettrici e magnetici che cambiano irregolarmente, che portano ad un'accelerazione stocastica. Il meccanismo di accelerazione statistica nelle collisioni di particelle con disomogeneità magnetiche (il meccanismo di Fermi) è stato sviluppato nel modo più dettagliato. Questo meccanismo fornisce uno spettro energetico della forma ~ e – gk.

In condizioni di flare, il ruolo principale dovrebbe essere svolto da meccanismi di accelerazione veloce (regolare), sebbene la teoria consenta anche una possibilità alternativa: l'accelerazione lenta (stocastica). A causa della complessità dell'immagine fisica dei bagliori e dell'insufficiente accuratezza delle osservazioni, è difficile scegliere tra diversi meccanismi. Allo stesso tempo, le osservazioni e l'analisi teorica mostrano che una combinazione di meccanismi di accelerazione può funzionare in un bagliore. Informazioni di fondamentale importanza sui processi di accelerazione dei raggi cosmici solari possono essere ottenute registrando il flusso di neutroni e le radiazioni gamma dei brillamenti, nonché dai raggi X e dalle radiazioni elettromagnetiche. I dati su queste radiazioni, ottenuti con l'ausilio di veicoli spaziali, testimoniano a favore della rapida accelerazione dei raggi cosmici solari (in secondi di tempo).

Lasciando la regione di accelerazione, le particelle dei raggi cosmici solari vagano per molte ore nel campo magnetico interplanetario, disperdendosi sulle sue disomogeneità, e gradualmente si dirigono alla periferia del sistema solare. Alcuni di essi invadono l'atmosfera terrestre, causando un'ulteriore ionizzazione dei gas atmosferici (principalmente nella regione delle calotte polari). Flussi sufficientemente intensi di raggi cosmici solari possono esaurire notevolmente lo strato di ozono dell'atmosfera. Pertanto, i raggi cosmici solari svolgono un ruolo attivo nel sistema delle relazioni solare-terrestre. Flussi potenti di particelle veloci durante i brillamenti solari possono creare un serio pericolo nello spazio interplanetario per gli equipaggi dei veicoli spaziali (SC), le loro batterie solari e le apparecchiature elettroniche. È stato stabilito che il contributo maggiore alla dose totale è dato dai protoni solari con un'energia di 2·10 7 – 5·10 8 eV. Le particelle di energia inferiore vengono effettivamente assorbite dalla pelle dei veicoli spaziali. Eventi di protoni solari relativamente piccoli creano il flusso massimo di protoni con energia ek і 10 8 eV non superiore a 10 2 – 10 3 cm–2 s–1, che è paragonabile al flusso di protoni nella fascia di radiazione interna della Terra. Di recente, uno dei più potenti razzi X17 si è verificato nel settembre 2005. I valori dei flussi di protoni massimi durante potenti SPE aumentano al diminuire dell'energia. Per garantire la sicurezza dalle radiazioni dei veicoli spaziali, è necessario prevedere i brillamenti solari.

ciclo di attività solare.

L'astronomo dilettante tedesco Heinrich Schwabe di Dessau, farmacista di professione, osservò il Sole ogni giorno sereno per un quarto di secolo e notò il numero di macchie solari che notava. Quando si convinse che questo numero aumentava e diminuiva regolarmente, pubblicò le sue osservazioni nel 1851 attirando così l'attenzione degli scienziati sulla sua scoperta. Il direttore dell'Osservatorio di Zurigo, R. Wolf, ha studiato in dettaglio i dati precedenti sull'osservazione delle macchie solari e ha organizzato la loro ulteriore registrazione sistematica. Ha introdotto un indice speciale per caratterizzare l'attività di formazione delle macchie solari, proporzionale alla somma del numero di tutte le singole macchie attualmente osservate sul disco solare e dieci volte il numero dei gruppi da esse formati. Successivamente, questo indice iniziò a essere chiamato i numeri del lupo. Si è scoperto che l'alternanza di massimi e minimi della serie dei numeri di Wolf non avviene rigorosamente periodicamente, ma ad intervalli di tempo che vanno da otto a quindici anni. Tuttavia, in epoche diverse, l'intervallo è risultato essere lo stesso, in media, circa undici anni. Pertanto, il fenomeno iniziò a essere chiamato il ciclo di 11 anni dell'attività solare.

All'inizio del ciclo, non ci sono quasi macchie solari. Quindi, nel corso di diversi anni, il loro numero aumenta fino a un certo massimo, dopodiché, un po' più lentamente, diminuisce nuovamente al minimo. Tenendo conto dell'alternanza della polarità magnetica delle macchie dei gruppi bipolari e dell'intero Sole nei cicli vicini, il ciclo di 22 anni dell'attività solare è fisicamente più sostanziato. Ci sono prove dell'esistenza di cicli più lunghi: 35 anni (ciclo di Brückner), secolari (80–130 anni) e alcuni altri.

Indici di attività solare.

Il livello di attività solare è solitamente caratterizzato da indici speciali di attività solare. I più famosi di questi sono i numeri Wolf W, introdotti dall'astronomo tedesco Rudolf Wolf: w = K(f + 10g), dove, fè il numero di tutte le singole macchie solari attualmente osservate sul disco solare, e g- dieci volte il numero dei gruppi da loro formati. Questo indice riflette con successo il contributo all'attività solare non solo dalle macchie solari stesse, ma anche dall'intera regione attiva, principalmente occupata dalle facole. Quindi i numeri w concordano molto bene con indici moderni e più accurati, ad esempio l'entità del flusso di emissione radio dall'intero Sole a una lunghezza d'onda di 10,7 cm Ci sono anche molti altri indici di attività solare, determinati dall'area delle facule, flocculi, ombre delle macchie solari, numero di bagliori, ecc.

Il ruolo del Sole per la vita sulla Terra.

Vari tipi di radiazione solare determinano l'equilibrio termico della terra, dell'oceano e dell'atmosfera. Al di fuori dell'atmosfera terrestre, per ogni metro quadrato di area perpendicolare ai raggi solari, c'è poco più di 1,3 kilowatt di energia. La terra e le acque della Terra assorbono circa la metà di questa energia e circa un quinto viene assorbito nell'atmosfera. Il resto dell'energia solare (circa il 30%) viene riflessa nello spazio interplanetario, principalmente dall'atmosfera terrestre. È difficile immaginare cosa accadrebbe se per qualche tempo una specie di ammortizzatore bloccasse il percorso di questi raggi verso la Terra. Il freddo artico comincerà presto a coprire il nostro pianeta. Tra una settimana i tropici saranno coperti di neve. I fiumi si congeleranno, i venti si calmeranno e l'oceano si congelerà fino in fondo. L'inverno arriverà all'improvviso e ovunque. Inizieranno forti piogge, ma non dall'acqua, ma dall'aria liquida (principalmente da azoto liquido e ossigeno). Si congelerà rapidamente e coprirà l'intero pianeta con uno strato di sette metri. Nessuna vita può sopravvivere in tali condizioni. Fortunatamente, tutto ciò non può accadere, almeno non all'improvviso e nel prossimo futuro, ma l'immagine descritta illustra abbastanza chiaramente il significato del Sole per la Terra. La luce solare e il calore sono stati i fattori più importanti nell'emergere e nello sviluppo di forme di vita biologiche sul nostro pianeta. L'energia del vento, delle cascate, del flusso dei fiumi e degli oceani è l'energia immagazzinata dal Sole. Lo stesso si può dire dei combustibili fossili: carbone, petrolio, gas. Sotto l'influenza della radiazione elettromagnetica e corpuscolare del Sole, le molecole d'aria si rompono in singoli atomi, che, a loro volta, vengono ionizzati. Si formano gli strati superiori carichi dell'atmosfera terrestre: la ionosfera e l'ozonosfera. Deviano o assorbono la radiazione solare distruttiva ionizzante e penetrante, facendo passare sulla superficie terrestre solo quella parte dell'energia solare utile al mondo vivente, a cui le piante e gli esseri viventi si sono adattati. Tuttavia, anche un minuscolo residuo di raggi ultravioletti che raggiunge le nostre spiagge può causare molti problemi ai turisti incauti che desiderano abbronzarsi il prima possibile.

Connessioni solare-terrestre.

Il complesso dei fenomeni associati all'impatto della radiazione corpuscolare solare ed elettromagnetica sui processi geomagnetici, atmosferici, climatici, meteorologici, biologici e altri geofisici e geologici è oggetto di una disciplina speciale chiamata relazioni solare-terrestre. Le sue idee principali furono stabilite all'inizio del XX secolo. le opere di eminenti scienziati russi V.I.

Sole e troposfera.

La superficie della Terra si riscalda più dell'aria, quindi gli strati superficiali dell'aria sono più caldi di quelli sovrastanti. Se guardi il paesaggio aperto in una giornata calda, puoi vedere i getti di aria calda che salgono. Pertanto, la miscelazione (convezione) avviene nella bassa atmosfera della Terra, simile a quella che porta alla formazione della granulazione nella fotosfera solare. Questo strato, spesso 10-12 chilometri (a medie latitudini), è chiamato troposfera. È chiaramente visibile dall'alto dall'oblò di un aeroplano che sorvola un velo di nubi cumuliformi - manifestazioni di convezione nell'atmosfera terrestre. La temperatura nella troposfera diminuisce costantemente con l'altitudine fino a -40 e anche -80°C ad altitudini di circa 8 e 100 km.

Sole, tempo e clima.

L'afflusso di luce solare e calore alla Terra in rotazione porta a un cambiamento giornaliero della temperatura a quasi tutte le latitudini, ad eccezione delle calotte polari, dove notti e giorni possono durare fino a sei mesi. Ma qui il ritmo annuale dell'irraggiamento solare è più significativo, percettibile anche in tutta la Terra, ad eccezione della zona equatoriale, dove si sente solo il cambiamento del giorno e della notte. I cambiamenti giornalieri e annuali nell'illuminazione della Terra da parte dei raggi solari portano a una complessa variabilità periodica del riscaldamento in diverse regioni della Terra. Il riscaldamento ineguale di diverse parti della terra, dell'oceano e dell'atmosfera porta all'emergere di potenti correnti a getto negli oceani, nonché a venti, cicloni e uragani nella troposfera. Questi movimenti della materia attenuano le fluttuazioni di temperatura e allo stesso tempo hanno una forte influenza sul tempo in ogni punto della Terra e formano il clima dell'intero pianeta. Ci si può aspettare che il regime termico sulla Terra, che è stato stabile per migliaia di anni, dovrebbe fornire una ripetibilità eccezionalmente accurata dei fenomeni meteorologici in ogni data regione. In alcuni luoghi questo è vero: ad esempio, è noto fin dall'antichità che le inondazioni del Nilo, associate alle precipitazioni nella sua parte superiore, iniziano come ore nello stesso giorno dell'anno tropicale. Tuttavia, in molti altri luoghi, pur mantenendo schemi generali, si osservano spesso notevoli deviazioni dalla media. Molti di loro si riflettono nei calendari di diversi popoli, in particolare in russo (il freddo maggio è un anno fertile, se un pollo può bere da una pozzanghera su Evdokia, essere caldo d'estate, ecc.). Tuttavia, le date, ad esempio, dell'Epifania e dell'introduzione delle gelate sono più stabili, e meno quelle natalizie. Dalla geologia sono note diverse ere glaciali. Tutte queste anomalie, almeno in parte, possono essere associate all'attività solare.

Edoardo Kononovich

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ELENCO DELLA LETTERATURA USATA

INTRODUZIONE

Il problema del "Sole - Terra" è attuale oggi per molte ragioni. In primo luogo, questo è il problema delle fonti di energia alternative sulla Terra. L'energia solare è una fonte di energia inesauribile e sicura. In secondo luogo, è l'influenza dell'attività solare sull'atmosfera terrestre e sul campo magnetico terrestre: tempeste magnetiche, aurore, impatto dell'attività solare sulla qualità delle comunicazioni radio, siccità, ere glaciali, ecc. Un cambiamento nel livello di energia solare l'attività porta ad una variazione dei valori dei principali elementi meteorologici: temperatura, pressione, numero di temporali, precipitazioni e relative caratteristiche idrologiche e dendrologiche: livello di laghi e fiumi, falda freatica, salinità e glaciazione dell'oceano, numero di anelli negli alberi, depositi di limo, ecc. È vero, in determinati periodi di tempo queste manifestazioni si verificano solo parzialmente o non vengono affatto osservate. In terzo luogo, questo è il problema “Il sole è la biosfera della terra”. Con un cambiamento nell'attività solare, gli scienziati hanno notato un cambiamento nel numero di insetti e molti animali. Come risultato dello studio delle proprietà del sangue: il numero di leucociti, il tasso di coagulazione del sangue, ecc., È stata dimostrata la relazione delle malattie cardiovascolari umane con l'attività solare.

In questo lavoro ci limitiamo a considerare l'effetto dell'attività solare sui parametri geofisici, prestando particolare attenzione all'effetto dell'attività sul tempo e sul clima.

1. L'attività solare e le sue cause

Il Sole ha una sua "vita" chiamata attività solare: la massa incandescente del Sole è in continuo movimento, che dà origine a macchie e torce, cambia la forza e la direzione del vento solare. Il campo magnetico della Terra e della sua atmosfera reagiscono immediatamente a questa vita solare, dando origine a vari fenomeni, che colpiscono il mondo animale e vegetale, provocando focolai del tasso di natalità di varie specie di animali e insetti, nonché le nostre malattie.

Oltre alla consueta radiazione emanata dal Sole, è stata rilevata anche un'intensa emissione radio. La spedizione sovietica in Brasile, che osservò l'eclissi del 20 maggio 1947, scoprì un calo di 2 volte dell'intensità dell'emissione radio del Sole durante la fase totale dell'eclissi solare, mentre l'intensità della radiazione solare totale diminuiva di un milioni di volte. Ciò suggerisce che l'emissione radio del Sole provenga principalmente dalla sua corona.

Le ragioni dell'attività ciclica del Sole sono ancora sconosciute. Alcuni scienziati sono inclini a credere che si basi su meccanismi interni, altri sostengono che queste siano le influenze gravitazionali dei pianeti che ruotano attorno al Sole. Il secondo punto di vista sembra più logico. Bisogna anche tener conto del fatto che la rivoluzione dei pianeti avviene non tanto attorno al Sole, ma attorno al baricentro comune dell'intero sistema solare, rispetto al quale il Sole stesso descrive una curva complessa. Se teniamo anche conto che il Sole non è un corpo solido, allora tale dinamica di rotazione influenzerà sicuramente la dinamica dell'intero plasma solare, stabilendo i ritmi dell'attività solare.

2. Parametri dell'attività solare e sua influenza sul tempo e sul clima

La fonte di particelle ad alta energia più vicina a noi è, ovviamente, la nostra stella: il Sole. Pertanto, per comprendere e valutare il livello di energia (o potenza) degli influssi in esame, è lecito limitarsi all'analisi dell'energia proveniente dal Sole, ovvero all'analisi delle variazioni dell'energia di i flussi che ne derivano.

Molti processi hanno luogo sul Sole, la maggior parte dei quali rimane inesplorata. Tuttavia, è possibile avere un'idea sufficiente delle variazioni dell'energia che ne deriva considerando uno dei fattori principali: un cambiamento vicino al periodico dell'attività solare. Il ciclo solare di 22 anni è determinato dalla periodica inversione di polarità del magnete gigante che è il Sole.

La superficie del Sole è molto eterogenea ed è in continuo movimento. Ciò è confermato da numerose fotografie che vengono costantemente riprese da stazioni di osservazione e osservatori, anche internazionali, in vari intervalli spettrali. I flussi e riflussi di materia calda e quasi completamente ionizzata che imperversano sul Sole a volte portano a un effetto chiamato espulsione di massa coronale (tuttavia, c'è una sfumatura che non è essenziale per comprendere ulteriormente, associata alla differenza tra i concetti di un solare flare e un'espulsione di massa coronale). In questo caso, enormi flussi di plasma fuoriescono dalla superficie della nostra stella, che vanno nello spazio interstellare e potrebbero raggiungere la Terra.

Le macchie sul Sole, che sono state registrate ininterrottamente per più di cento anni, sono la base per il modo più semplice per registrare l'attività solare.

Tuttavia, le macchie sul Sole possono essere di dimensioni diverse e l'aspetto di un gruppo di macchie è tutt'altro che identico all'aspetto di una macchia della stessa area. Per tenere conto di questa circostanza, i cosiddetti numeri del lupo sono stati a lungo utilizzati nella fisica solare-terrestre, che consentono di giudicare in modo abbastanza accurato l'attività di una stella dal numero di punti osservati dalla Terra. Il numero di Wolf, o relativo numero di macchie solari di Zurigo, è determinato dalla formula

dove f è il numero totale di macchie solari sull'emisfero visibile del Sole, g è il numero di gruppi di macchie solari. Il coefficiente k tiene conto delle condizioni di osservazione (ad esempio il tipo di telescopio). Con il suo aiuto, le osservazioni in qualsiasi parte del mondo vengono ricalcolate secondo i numeri standard di Zurigo.

Il numero di parametri che possono essere utilizzati per caratterizzare l'attività del Sole è molto ampio e un indicatore come i numeri del Lupo è tutt'altro che esaustivo. Questo può essere mostrato chiaramente, partendo da un solo fatto: il Sole, come ogni corpo fortemente riscaldato, emette onde elettromagnetiche in un intervallo spettrale molto ampio. Oltre alla luce visibile, emette sia onde radio che raggi X duri. Tenendo conto che lo spettro dei corpi riscaldati è praticamente continuo, e le variazioni di intensità nelle sue singole sezioni potrebbero non essere correlate tra loro, è facile immaginare le difficoltà che la fisica solare-terrestre incontra quando cerca di trovare qualche integrale (o indicatore universale).

Non esiste un unico indicatore universale per l'attività del Sole, ma è stato stabilito nella fisica solare-terrestre che è possibile indicare quantità che consentono in una certa misura di avvicinarsi alla soluzione di questo problema. Una di queste quantità è l'intensità dell'emissione radio del Sole a una lunghezza d'onda di 10,7 cm, che ha anche approssimativamente la stessa periodicità dei numeri di Wolf. Numerosi studi hanno dimostrato che le variazioni in questo e in molti altri indicatori sono correlati ai numeri di Wolf con un'accuratezza accettabile. Pertanto, in molti studi sulle relazioni solare-terrestre, i fenomeni osservati in vari gusci della Terra vengono confrontati con il comportamento dell'attività solare. Tuttavia, per stime quantitative più accurate, viene utilizzata anche l'intensità dell'emissione radio a una lunghezza d'onda di 10,7 cm.

Sono noti numerosi lavori che dimostrano che la variazione dell'attività solare durante il ciclo di 11 anni influisce su molti indicatori relativi sia all'atmosfera superiore che a quella inferiore. Uno degli esempi eclatanti è una serie di lavori eseguiti presso l'Istituto di ricerca di fisica dell'Università di San Pietroburgo. In questi lavori è stata studiata l'influenza dell'attività solare sulla variazione a lungo termine della temperatura in prossimità della superficie terrestre; nella troposfera. Ci sono molti lavori di profilo simile, ad esempio, sono stati presi alcuni passi per rendere popolari questi studi e la revisione, che ha considerato le notevoli difficoltà che sorgono quando si cerca di interpretare l'impatto dell'attività solare sugli eventi nella troposfera, è tanto più interessante.

La prima difficoltà è che il flusso di energia proveniente dal Sole nello spazio vicino alla Terra è costante con un'elevata precisione. Secondo stime, confermate da calcoli basati sui dati ottenuti dal satellite Nimbus-7, come indicato in, l'energia arriva nello spazio vicino alla Terra, caratterizzato da un valore dell'ordine di 10 12 MW. Allo stesso tempo, la sua parte variabile è solo di circa 10 6 – 10 4 MW, cioè meno di un decimillesimo di percento del valore di fondo. In altre parole, la parte variabile dell'energia che arriva alla Terra dal Sole è paragonabile a quella prodotta dall'uomo in una regione relativamente piccola.

Il flusso di energia radiante proveniente dal Sole può essere caratterizzato anche utilizzando la costante solare

(il valore del flusso di energia per unità di superficie). Le misurazioni satellitari effettuate al massimo e al minimo dell'attività solare hanno mostrato che il valore rimane effettivamente costante con elevata precisione. La differenza è di circa 2 W/m 2 con un valore medio di circa 1380 W/m 2 .

Il confronto dell'energia attribuibile alla parte variabile del flusso solare con l'energia dei fenomeni atmosferici, ad esempio un singolo ciclone, mostra anche che si tratta di quantità comparabili. In altre parole, i cambiamenti nell'attività solare non dovrebbero avere un impatto diretto sugli eventi nella troposfera, se partiamo solo da considerazioni energetiche.

Tuttavia, non è tutto. Un'altra difficoltà che sorge quando si considera l'impatto delle variazioni dell'attività solare sulla troposfera, ad es. lo strato più basso dell'atmosfera risiede nel fatto che le particelle e le radiazioni che trasportano una parte variabile dell'energia non raggiungono la superficie terrestre. La radiazione a onde corte, così come le particelle come gli elettroni della cintura di radiazione e i protoni solari, vengono assorbite negli strati più alti dell'atmosfera (nella stratosfera e nella mesosfera).

L'attività solare è un insieme di fenomeni che si verificano periodicamente nell'atmosfera solare. Le manifestazioni dell'attività solare sono associate alle proprietà magnetiche del plasma solare.

Quali sono le cause dell'attività solare? Il flusso magnetico aumenta gradualmente in una delle regioni della fotosfera. Quindi la luminosità nelle linee dell'idrogeno e del calcio aumenta qui. Tali aree sono chiamate flocculi.

Approssimativamente nelle stesse aree del Sole nella fotosfera (cioè un po' più profonde), si osserva anche un aumento della luminosità della luce bianca (visibile). Questo fenomeno si chiama torce.

L'aumento dell'energia rilasciata nella regione del pennacchio e del fiocco è una conseguenza dell'aumento dell'intensità del campo magnetico.
1-2 giorni dopo la comparsa del floccolo nell'area attiva, macchie solari sotto forma di piccoli punti neri - pori. Molti di loro scompaiono presto, solo alcuni pori si trasformano in grandi formazioni scure in 2-3 giorni. Una tipica macchia solare ha una dimensione di diverse decine di migliaia di chilometri ed è costituita da una parte centrale scura (ombra) e da una penombra fibrosa.

Dalla storia dello studio delle macchie solari

Le prime notizie di macchie solari risalgono all'800 a.C. e. in Cina i primi disegni risalgono al 1128. Nel 1610 gli astronomi iniziarono a utilizzare un telescopio per osservare il Sole. La ricerca iniziale si è occupata principalmente della natura delle macchie e del loro comportamento. Ma, nonostante la ricerca, la natura fisica delle macchie è rimasta poco chiara fino al 20° secolo. Nel 19° secolo c'era già una serie sufficientemente lunga di osservazioni del numero di macchie solari per determinare cicli periodici nell'attività del Sole. Nel 1845, i professori D. Henry e S. Alexander dell'Università di Princeton osservarono il Sole con un termometro e determinarono che le macchie emettono meno radiazioni rispetto alle regioni circostanti del Sole. Successivamente, è stata determinata una radiazione superiore alla media nelle regioni del pennacchio.

Caratteristiche delle macchie solari

La caratteristica più importante delle macchie è la presenza di forti campi magnetici raggiungendo la massima tensione nella zona d'ombra. Immagina un tubo di linee di campo magnetico che si estendono nella fotosfera. La parte superiore del tubo si espande e le linee di forza in esso divergono, come spighe in un covone. Pertanto, attorno all'ombra, le linee di forza magnetiche prendono una direzione vicina all'orizzontale. Il campo magnetico, per così dire, espande il punto dall'interno e sopprime i movimenti convettivi del gas, che trasferiscono energia dalla profondità verso l'alto. Pertanto, nell'area dello spot, la temperatura risulta essere inferiore di circa 1000 K. Lo spot è, per così dire, un buco nella fotosfera solare raffreddato e delimitato da un campo magnetico.
Molto spesso, i punti compaiono in interi gruppi, ma in essi spiccano due grandi punti. Uno, piccolo, è a ovest e l'altro, più piccolo, è a est. Intorno a loro e tra di loro ci sono spesso molti piccoli punti. Un tale gruppo di macchie solari è chiamato bipolare perché le grandi macchie solari hanno sempre la polarità opposta del campo magnetico. Sembrano essere collegati con lo stesso tubo di linee di campo magnetico, che è emerso da sotto la fotosfera sotto forma di un anello gigante, lasciando le estremità da qualche parte negli strati profondi, è impossibile vederle. Il punto da cui il campo magnetico lascia la fotosfera ha una polarità nord e quello in cui il campo di forza rientra sotto la fotosfera ha una polarità sud.

I brillamenti solari sono la manifestazione più potente dell'attività solare. Si verificano in regioni relativamente piccole della cromosfera e della corona situate sopra gruppi di macchie solari. In poche parole, flare è un'esplosione causata da contrazione improvvisa del plasma solare. La compressione avviene sotto la pressione di un campo magnetico e porta alla formazione di una lunga corda di plasma di decine e persino centinaia di migliaia di chilometri. La quantità di energia dell'esplosione è di 10²³ J. La fonte di energia dei bagliori è diversa dalla fonte di energia dell'intero Sole. È chiaro che i bagliori sono di natura elettromagnetica. L'energia emessa dal flash nella regione a lunghezza d'onda corta dello spettro è costituita da raggi ultravioletti e raggi X.
Come ogni forte esplosione, il bagliore genera un'onda d'urto che si propaga verso l'alto nella corona e lungo gli strati superficiali dell'atmosfera solare. La radiazione dei brillamenti solari ha un effetto particolarmente forte sugli strati superiori dell'atmosfera terrestre e sulla ionosfera. Di conseguenza, sulla Terra si verifica un intero complesso di fenomeni geofisici.

protuberanze

Le formazioni più grandiose nell'atmosfera solare sono protuberanze. Si tratta di dense nubi di gas che si originano nella corona solare o vi vengono espulse dalla cromosfera. Una tipica prominenza si presenta come un gigantesco arco luminoso appoggiato sulla cromosfera e formato da getti e flussi di materia più densi della corona. La temperatura delle protuberanze è di circa 20.000 K. Alcuni di essi esistono nella corona da diversi mesi, mentre altri, che compaiono vicino alle macchie solari, si muovono rapidamente a velocità di circa 100 km/s ed esistono per diverse settimane. Le protuberanze individuali si muovono a velocità ancora maggiori ed esplodono improvvisamente; sono detti eruttivi. Le dimensioni delle protuberanze possono essere diverse. Una protuberanza tipica è alta circa 40.000 km e larga circa 200.000.
Ci sono molti tipi di protuberanze. Nelle fotografie della cromosfera nella linea spettrale rossa dell'idrogeno, le protuberanze sono chiaramente visibili sul disco solare sotto forma di lunghi filamenti scuri.

Le aree del Sole dove si osservano intense manifestazioni di attività solare sono chiamate centri di attività solare. L'attività totale del Sole cambia periodicamente. Ci sono molti modi per valutare il livello di attività solare. Indice di attività solare - Numeri di lupo W. W= k (f + 10g), dove k è un coefficiente che tiene conto della qualità dello strumento e delle osservazioni effettuate con esso, f è il numero totale di macchie attualmente osservate sul Sole, g è un numero dieci volte maggiore di gruppi che formano.
L'epoca in cui il numero di centri di attività è maggiore è considerata la massima attività solare. E quando sono completamente o quasi assenti - un minimo. Alti e bassi si alternano in media con un periodo di 11 anni, un ciclo di undici anni di attività solare.

L'impatto dell'attività solare sulla vita sulla Terra

Questa influenza è molto grande. AL Chizhevsky fu il primo a indagare su questa influenza nel giugno 1915. L'aurora boreale fu osservata in Russia e persino in Nord America e "tempeste magnetiche interrompevano continuamente il movimento dei telegrammi". Durante questo periodo, lo scienziato attira l'attenzione sul fatto che l'aumento dell'attività solare coincide con lo spargimento di sangue sulla Terra. Infatti, subito dopo la comparsa di grandi macchie sul Sole, le ostilità si intensificarono su molti fronti della prima guerra mondiale. Dedicò tutta la sua vita a questi studi, ma il suo libro "In the Rhythm of the Sun" rimase incompiuto e fu pubblicato solo nel 1969, 4 anni dopo la morte di Chizhevsky. Ha richiamato l'attenzione sulla connessione tra l'aumento dell'attività solare e i cataclismi terrestri.
Rivolgendosi al Sole con l'uno o l'altro del suo emisfero, la Terra riceve energia. Questo flusso può essere rappresentato come un'onda itinerante: dove cade la luce - la sua cresta, dove è buio - un guasto: l'energia o aumenta o diminuisce.
Campi magnetici e flussi di particelle che provengono dalle macchie solari raggiungono la Terra e influenzano il cervello, il sistema cardiovascolare e circolatorio di una persona, il suo stato fisico, nervoso e psicologico. Un alto livello di attività solare, i suoi rapidi cambiamenti eccitano una persona.

Ora l'influenza dell'attività solare sulla Terra viene studiata molto attivamente. Sono apparse nuove scienze - eliobiologia, fisica solare-terrestre - che indagano il rapporto della vita sulla Terra, il tempo, il clima con le manifestazioni dell'attività solare.
Gli astronomi dicono che il Sole sta diventando sempre più luminoso e più caldo. Questo perché la sua attività del campo magnetico è più che raddoppiata negli ultimi 90 anni, con il più grande aumento verificatosi negli ultimi 30 anni. Ora gli scienziati possono prevedere i brillamenti solari, il che consente di prepararsi in anticipo a possibili guasti nel funzionamento delle reti radio ed elettriche.

Una forte attività solare può portare al fatto che le linee elettriche sulla Terra si guasteranno, le orbite dei satelliti che assicurano il funzionamento dei sistemi di comunicazione, gli aerei "diretti" e i transatlantici cambieranno. La "rivolta" solare è solitamente caratterizzata da potenti bagliori e dalla comparsa di molte macchie solari. Chizhevsky ha stabilito che durante il periodo di maggiore attività solare (un gran numero di punti sul Sole), guerre, rivoluzioni, disastri naturali, catastrofi, epidemie si verificano sulla Terra e l'intensità della crescita batterica aumenta ("effetto Chizhevsky-Velkhover") . Ecco cosa scrive nel suo libro "Terrestrial Echoes of Solar Storms": “La quantità è infinitamente grande e la qualità dei fattori fisici e chimici dell'ambiente che ci circonda da tutti i lati: la natura è infinitamente diversa. Potenti forze interagenti provengono dallo spazio. Il sole, la luna, i pianeti e un numero infinito di corpi celesti sono collegati alla terra da legami invisibili. Il movimento della Terra è controllato dalle forze di gravità, che provocano una serie di deformazioni nell'aria, nei gusci liquidi e solidi del nostro pianeta, li fanno pulsare e producono le maree. La posizione dei pianeti nel sistema solare influenza la distribuzione e l'intensità delle forze elettriche e magnetiche della Terra.
Ma la più grande influenza sulla vita fisica e organica della Terra è esercitata dalla radiazione diretta verso la Terra da tutti i lati dell'Universo. Collegano le parti esterne della Terra direttamente con l'ambiente cosmico, lo mettono in relazione con esso, interagiscono costantemente con esso, e quindi sia la faccia esterna della Terra che la vita che la riempie sono il risultato dell'influenza creativa delle forze cosmiche . Pertanto, la struttura del guscio terrestre, la sua chimica fisica e la biosfera sono una manifestazione della struttura e della meccanica dell'Universo e non un gioco casuale di forze locali. La scienza espande all'infinito i confini della nostra percezione diretta della natura e della nostra visione del mondo. Non la Terra, ma le distese cosmiche diventano la nostra patria, e iniziamo a sentire in tutta la sua vera grandezza il significato per l'intera esistenza terrena e il movimento dei lontani corpi celesti, e il movimento dei loro messaggeri: la radiazione ... "
Nel 1980 è apparsa una tecnica che ha permesso di rilevare la presenza di macchie nelle fotosfere di altre stelle. Si è scoperto che molte stelle del tipo spettrale G e K hanno macchie simili a quelle del sole, con un campo magnetico dello stesso ordine. I cicli di attività di tali stelle sono stati registrati e sono allo studio. Sono vicini al ciclo solare e durano 5 - 10 anni.

Ci sono ipotesi sull'influenza dei cambiamenti nei parametri fisici del Sole sul clima terrestre.

Le aurore terrestri sono il risultato visibile delle interazioni tra il vento solare, le magnetosfere solari e terrestri e l'atmosfera. Eventi estremi associati all'attività solare portano a disturbi significativi nel campo magnetico terrestre, che provoca tempeste geomagnetiche. tempeste geomagnetiche sono uno degli elementi più importanti della meteorologia spaziale e interessano molte aree dell'attività umana, da cui si possono individuare l'interruzione delle comunicazioni, dei sistemi di navigazione dei veicoli spaziali, il verificarsi di correnti parassite nei trasformatori e nelle condutture e persino la distruzione di sistemi energetici.
Le tempeste magnetiche influenzano anche la salute e il benessere delle persone. Si chiama la sezione di biofisica che studia l'effetto dei cambiamenti nell'attività del Sole e i disturbi che provoca nella magnetosfera terrestre sugli organismi terrestri eliobiologia.

L'atmosfera del Sole è dominata da un meraviglioso ritmo di riflusso e flusso di attività. le più grandi delle quali sono visibili anche senza telescopio, sono aree di campo magnetico estremamente forte sulla superficie della stella. Un tipico punto maturo è bianco e a forma di margherita. È costituito da un nucleo centrale scuro chiamato ombra, che è un anello di flusso magnetico che si estende verticalmente dal basso, e un anello di fibre più chiaro attorno ad esso, chiamato penombra, in cui il campo magnetico si estende orizzontalmente verso l'esterno.

macchie solari

All'inizio del Novecento. George Ellery Hale, usando il suo nuovo telescopio per osservare l'attività solare in tempo reale, ha scoperto che lo spettro delle macchie solari è simile a quello delle fredde stelle rosse di tipo M. Pertanto, ha mostrato che l'ombra appare scura perché la sua temperatura è solo di circa 3000 K, ben al di sotto dei 5800 K della fotosfera circostante. La pressione magnetica e del gas nel punto deve bilanciare la pressione circostante. Deve essere raffreddato in modo che la pressione interna del gas diventi notevolmente inferiore a quella esterna. Nelle aree "cool" ci sono processi intensivi. Le macchie solari sono raffreddate dalla soppressione della convezione, che trasferisce il calore dal basso, da un campo forte. Per questo motivo il limite inferiore delle loro dimensioni è di 500 km. I punti più piccoli vengono rapidamente riscaldati dalle radiazioni ambientali e distrutti.

Nonostante l'assenza di convezione, c'è molto movimento organizzato nelle macchie, per lo più in ombra parziale dove le linee orizzontali del campo lo consentono. Un esempio di tale movimento è l'effetto Evershed. Questo è un flusso con una velocità di 1 km/s nella metà esterna della penombra, che si estende oltre i suoi limiti sotto forma di oggetti in movimento. Questi ultimi sono elementi del campo magnetico che fluiscono verso l'esterno nella regione circostante il punto. Nella cromosfera sopra di esso, il flusso Evershed inverso appare come spirali. La metà interna della penombra si sposta verso l'ombra.

Anche le macchie solari oscillano. Quando un pezzo della fotosfera noto come "ponte di luce" attraversa l'ombra, c'è un flusso orizzontale veloce. Sebbene il campo d'ombra sia troppo forte per consentire il movimento, ci sono rapide oscillazioni con un periodo di 150 s nella cromosfera appena sopra. Sopra la penombra ci sono i cosiddetti. onde viaggianti che si propagano radialmente verso l'esterno con un periodo di 300 s.

Numero di macchie solari

L'attività solare passa sistematicamente sull'intera superficie della stella tra i 40° di latitudine, il che indica la natura globale di questo fenomeno. Nonostante le notevoli oscillazioni del ciclo, nel complesso è impressionantemente regolare, come conferma l'ordine ben consolidato nelle posizioni numeriche e latitudinali delle macchie solari.

All'inizio del periodo, il numero di gruppi e le loro dimensioni aumentano rapidamente fino a raggiungere, dopo 2-3 anni, il loro numero massimo e, dopo un altro anno, l'area massima. La vita media di un gruppo è di circa una rotazione del Sole, ma un piccolo gruppo può durare solo 1 giorno. I gruppi di macchie solari più grandi e le eruzioni più grandi di solito si verificano 2 o 3 anni dopo il raggiungimento del limite di macchie solari.

Possono apparire fino a 10 gruppi e 300 punti e un gruppo può averne fino a 200. Il corso del ciclo può essere irregolare. Anche vicino al massimo, il numero di macchie solari può diminuire temporaneamente in modo significativo.

Ciclo di 11 anni

Il numero di posti torna al minimo ogni 11 anni circa. In questo momento, ci sono diverse piccole formazioni simili sul Sole, di solito a basse latitudini, e per mesi possono essere del tutto assenti. Nuove macchie solari iniziano a comparire alle latitudini più elevate, comprese tra 25° e 40°, con polarità opposta al ciclo precedente.

Allo stesso tempo, possono esistere nuove macchie solari alle alte latitudini e vecchie alle basse latitudini. I primi spot del nuovo ciclo sono piccoli e vivono solo pochi giorni. Poiché il periodo di rotazione è di 27 giorni (più lungo alle latitudini più elevate), di solito non ritornano, con quelli più recenti più vicini all'equatore.

Per un ciclo di 11 anni, la configurazione della polarità magnetica dei gruppi di macchie solari è la stessa in questo emisfero e invertita nell'altro emisfero. Cambia nel periodo successivo. Pertanto, le nuove macchie solari alle alte latitudini nell'emisfero settentrionale possono avere una polarità positiva seguita da una polarità negativa, mentre i gruppi di un ciclo precedente alle basse latitudini avranno l'orientamento opposto.

A poco a poco, i vecchi punti scompaiono e quelli nuovi compaiono in gran numero e dimensioni alle latitudini inferiori. La loro distribuzione ha la forma di una farfalla.

Ciclo completo

Poiché la configurazione della polarità magnetica dei gruppi di macchie solari cambia ogni 11 anni, ritorna allo stesso valore ogni 22 anni e questo periodo è considerato il periodo di un ciclo magnetico completo. All'inizio di ogni periodo, il campo totale del Sole, determinato dal campo dominante al polo, ha la stessa polarità delle macchie del precedente. Quando le regioni attive si rompono, il flusso magnetico viene suddiviso in sezioni con un segno positivo e uno negativo. Dopo che molti punti compaiono e scompaiono nella stessa zona, si formano grandi regioni unipolari con un segno o l'altro, che si muovono verso il polo corrispondente del Sole. Durante ogni minimo ai poli, domina il flusso della polarità successiva in quell'emisfero, e questo è il campo visto dalla Terra.

Ma se tutti i campi magnetici sono bilanciati, come si dividono in grandi regioni unipolari che governano il campo polare? Questa domanda non ha avuto risposta. I campi che si avvicinano ai poli ruotano più lentamente delle macchie solari nella regione equatoriale. Alla fine i campi deboli raggiungono il polo e invertono il campo dominante. Ciò inverte la polarità che dovrebbero assumere i primi posti dei nuovi gruppi, continuando così il ciclo di 22 anni.

Testimonianze storiche

Sebbene il ciclo dell'attività solare per diversi secoli sia stato abbastanza regolare, c'erano anche variazioni significative in esso. Nel 1955-1970 c'erano molte più macchie solari nell'emisfero settentrionale e nel 1990 dominavano nel sud. I due cicli, che raggiunsero il picco nel 1946 e nel 1957, furono i più grandi della storia.

L'astronomo inglese Walter Maunder ha trovato prove di un periodo di bassa attività magnetica solare, indicando che tra il 1645 e il 1715 sono state osservate pochissime macchie solari. Sebbene questo fenomeno sia stato scoperto per la prima volta intorno al 1600, durante questo periodo sono stati registrati pochi avvistamenti. Questo periodo è chiamato il minimo del tumulo.

Osservatori esperti hanno riportato la comparsa di un nuovo gruppo di macchie solari come un grande evento, notando che non le vedevano da molti anni. Dopo il 1715 questo fenomeno tornò. Coincise con il periodo più freddo d'Europa dal 1500 al 1850. Tuttavia, la connessione tra questi fenomeni non è stata dimostrata.

Ci sono alcune prove di altri periodi simili a intervalli di circa 500 anni. Quando l'attività solare è elevata, i forti campi magnetici generati dal vento solare bloccano i raggi cosmici galattici ad alta energia che si avvicinano alla Terra, portando a una minore produzione di carbonio-14. La misura di 14 C negli anelli degli alberi conferma la bassa attività del Sole. Il ciclo di 11 anni non fu scoperto fino al 1840, quindi le osservazioni furono sporadiche fino ad allora.

Regni effimeri

Oltre alle macchie solari, ci sono molti piccoli dipoli chiamati regioni attive effimere che durano in media meno di un giorno e si trovano in tutto il Sole. Il loro numero raggiunge i 600 al giorno. Sebbene le regioni effimere siano piccole, possono costituire una parte significativa del flusso magnetico solare. Ma poiché sono neutri e piuttosto piccoli, probabilmente non giocano un ruolo nell'evoluzione del ciclo e nel modello globale del campo.

protuberanze

Questo è uno dei fenomeni più belli che si possono osservare durante l'attività solare. Sono simili alle nuvole nell'atmosfera terrestre, ma sono supportati da campi magnetici piuttosto che da flussi di calore.

Il plasma di ioni ed elettroni che compongono l'atmosfera solare non può attraversare le linee di campo orizzontali, nonostante la forza di gravità. Le protuberanze si verificano ai confini tra polarità opposte, dove le linee di campo cambiano direzione. Pertanto, sono indicatori affidabili di brusche transizioni di campo.

Come nella cromosfera, le protuberanze sono trasparenti alla luce bianca e, ad eccezione delle eclissi totali, dovrebbero essere osservate in Hα (656,28 nm). Durante un'eclissi, la linea rossa Hα conferisce alle protuberanze una bella tonalità rosa. La loro densità è molto inferiore a quella della fotosfera, poiché le collisioni sono troppo poche per generare radiazioni. Assorbono le radiazioni dal basso e le emettono in tutte le direzioni.

La luce vista dalla Terra durante un'eclissi è priva di raggi ascendenti, quindi le protuberanze appaiono più scure. Ma poiché il cielo è ancora più scuro, appaiono luminosi sullo sfondo. La loro temperatura è 5000-50000 K.

Tipi di protuberanze

Esistono due tipi principali di protuberanze: tranquilla e di transizione. I primi sono associati a campi magnetici su larga scala che segnano i confini di regioni magnetiche unipolari o gruppi di macchie solari. Poiché tali aree vivono a lungo, lo stesso vale per le protuberanze tranquille. Possono avere forme diverse: siepi, nuvole sospese o imbuti, ma sono sempre bidimensionali. I filamenti stabili spesso diventano instabili ed eruttano, ma possono anche semplicemente scomparire. Le protuberanze tranquille sopravvivono per diversi giorni, ma al confine magnetico possono formarne di nuove.

Le protuberanze transitorie sono parte integrante dell'attività solare. Questi includono getti, che sono una massa disorganizzata di materiale espulso da un bagliore, e ciuffi, che sono flussi collimati di piccole emissioni. In entrambi i casi, parte della sostanza ritorna in superficie.

Le protuberanze a forma di anello sono le conseguenze di questi fenomeni. Durante il bagliore, il flusso di elettroni riscalda la superficie fino a milioni di gradi, formando protuberanze coronali calde (più di 10 milioni di K). Si irradiano fortemente mentre si raffreddano e, senza supporto, scendono in superficie in eleganti anelli, seguendo linee di forza magnetiche.

Lampeggia

Il fenomeno più spettacolare associato all'attività solare sono i brillamenti, che sono un forte rilascio di energia magnetica dalla regione delle macchie solari. Nonostante la loro alta energia, la maggior parte di loro sono quasi invisibili nella gamma di frequenza visibile, poiché l'emissione di energia avviene in un'atmosfera trasparente e solo la fotosfera, che raggiunge livelli di energia relativamente bassi, può essere osservata nella luce visibile.

I bagliori si vedono meglio nella linea Hα, dove la luminosità può essere 10 volte più luminosa rispetto alla cromosfera vicina e 3 volte più luminosa rispetto al continuum circostante. In Hα, un grande bagliore coprirà diverse migliaia di dischi solari, ma nella luce visibile compaiono solo pochi piccoli punti luminosi. L'energia rilasciata in questo caso può raggiungere 10 33 erg, che è uguale all'uscita dell'intera stella in 0,25 s. La maggior parte di questa energia viene inizialmente rilasciata sotto forma di elettroni e protoni ad alta energia e la radiazione visibile è un effetto secondario causato dalle particelle che colpiscono la cromosfera.

Tipi di focolai

La gamma di dimensioni dei razzi è ampia: da giganteschi, che bombardano la Terra con particelle, a appena percettibili. Di solito sono classificati in base ai flussi di raggi X associati con lunghezze d'onda da 1 a 8 angstrom: Cn, Mn o Xn rispettivamente per più di 10 -6, 10 -5 e 10 -4 W/m 2 . Pertanto, M3 sulla Terra corrisponde a un flusso di 3 × 10 -5 W/m 2 . Questo indicatore non è lineare in quanto misura solo il picco e non la radiazione totale. L'energia rilasciata nei 3-4 bagliori più grandi ogni anno è equivalente alla somma delle energie di tutti gli altri.

I tipi di particelle create dai lampi cambiano a seconda del luogo di accelerazione. Non c'è abbastanza materiale tra il Sole e la Terra per le collisioni ionizzanti, quindi mantengono il loro stato originale di ionizzazione. Le particelle accelerate nella corona dalle onde d'urto mostrano una tipica ionizzazione coronale di 2 milioni di K. Le particelle accelerate nel corpo del flare hanno una ionizzazione significativamente più alta e concentrazioni estremamente elevate di He 3 , un raro isotopo dell'elio con un solo neutrone.

La maggior parte dei principali brillamenti si verificano in un piccolo numero di grandi gruppi di macchie solari iperattivi. I gruppi sono grandi ammassi di una polarità magnetica circondati dall'opposto. Sebbene la previsione dell'attività solare sotto forma di brillamenti sia possibile a causa della presenza di tali formazioni, i ricercatori non possono prevedere quando appariranno e non sanno cosa le produca.

Impatto sulla Terra

Oltre a fornire luce e calore, il Sole colpisce la Terra attraverso la radiazione ultravioletta, un flusso costante di vento solare e particelle provenienti da grandi brillamenti. Le radiazioni ultraviolette creano lo strato di ozono, che a sua volta protegge il pianeta.

I raggi X morbidi (lunghe lunghezze d'onda) formano strati della ionosfera che rendono possibile la comunicazione radio a onde corte. Nei giorni di attività solare, la radiazione dalla corona (che varia lentamente) e dai bagliori (impulsivi) aumenta, creando uno strato riflettente migliore, ma la densità della ionosfera aumenta fino a quando le onde radio non vengono assorbite e la comunicazione a onde corte viene ostacolata.

Gli impulsi di raggi X più duri (lunghezza d'onda più corta) dai bagliori ionizzano lo strato più basso della ionosfera (strato D), creando emissioni radio.

Il campo magnetico rotante della Terra è abbastanza forte da bloccare il vento solare, formando una magnetosfera attorno alla quale scorrono particelle e campi. Sul lato opposto al luminare, le linee di campo formano una struttura chiamata pennacchio o coda geomagnetica. Quando il vento solare aumenta, c'è un forte aumento del campo terrestre. Quando il campo interplanetario cambia nella direzione opposta a quella terrestre, o quando grandi nuvole di particelle lo colpiscono, i campi magnetici nel pennacchio si ricombinano e l'energia viene rilasciata per creare le aurore.

Tempeste magnetiche e attività solare

Ogni volta che uno di grandi dimensioni orbita attorno alla Terra, il vento solare accelera e si alza, creando un ciclo di 27 giorni, particolarmente evidente al minimo delle macchie solari, che consente di fare una previsione dell'attività solare. Grandi bagliori e altri fenomeni causano espulsioni di massa coronale, nubi di particelle energetiche che formano una corrente ad anello attorno alla magnetosfera, causando forti fluttuazioni nel campo terrestre, chiamate tempeste geomagnetiche. Questi fenomeni interrompono le comunicazioni radio e creano sbalzi di tensione sulle linee a lunga percorrenza e su altri conduttori lunghi.

Forse il più intrigante di tutti i fenomeni terrestri è il possibile impatto dell'attività solare sul clima del nostro pianeta. Il minimo del tumulo sembra ragionevole, ma ci sono altri effetti evidenti. La maggior parte degli scienziati ritiene che esista una connessione importante, mascherata da una serie di altri fenomeni.

Poiché le particelle cariche seguono i campi magnetici, la radiazione corpuscolare non viene osservata in tutti i grandi bagliori, ma solo in quelli situati nell'emisfero occidentale del Sole. Le linee di forza dal suo lato occidentale raggiungono la Terra, dirigendovi le particelle. Questi ultimi sono per lo più protoni perché l'idrogeno è l'elemento costitutivo dominante del sole. Molte particelle che si muovono a una velocità di 1000 km/s creano un fronte d'onda d'urto. Il flusso di particelle a bassa energia nei grandi bagliori è così intenso da minacciare la vita degli astronauti al di fuori del campo magnetico terrestre.

Per non perdere i bagliori del Sole in futuro, e le successive aurore, aggiungo informazioni sull'attività solare in tempo reale. Ricarica la pagina per aggiornare le informazioni.

brillamenti solari

Il grafico mostra il flusso totale di raggi X solari ricevuto dai satelliti GOES in tempo reale. I brillamenti solari sono visibili come esplosioni di intensità. Durante potenti razzi, si verificano disturbi nelle comunicazioni radio nella gamma HF sul lato diurno della Terra. Il grado di queste violazioni dipende dalla potenza del flash. Il punteggio (C,M,X) dei razzi e la loro potenza in W/m 2 sono indicati sull'asse delle coordinate di sinistra in una scala logaritmica. Il probabile tasso di interruzione della radio NOAA (R1-R5) è mostrato a destra. Sul grafico: lo sviluppo degli eventi nell'ottobre 2003.

Raggi cosmici solari (esplosioni di radiazioni)

10-15 minuti dopo potenti brillamenti solari, i protoni ad alta energia —> 10 MeV o i cosiddetti raggi cosmici solari (SCR) arrivano sulla Terra. Nella letteratura occidentale - Flusso di protoni ad alta energia e tempeste di radiazioni solari, ad es. un flusso di protoni ad alta energia o una tempesta di radiazione solare. Questo impatto delle radiazioni può causare disturbi e guasti alle apparecchiature dei veicoli spaziali, portare a un'esposizione pericolosa degli astronauti e ad alte dosi di radiazioni per i passeggeri e gli equipaggi degli aerei a reazione alle alte latitudini.

Indice di disturbo geomagnetico e tempeste magnetiche

L'intensificazione del flusso del vento solare e l'arrivo delle onde d'urto delle espulsioni coronali provocano forti variazioni nel campo geomagnetico - tempeste magnetiche. Secondo i dati provenienti dalla sonda della serie GOES, il livello di disturbo del campo geomagnetico viene calcolato in tempo reale, come mostrato nel grafico.

Sotto l'indice protonico

I protoni prendono parte alle reazioni termonucleari, che sono la principale fonte di energia generata dalle stelle. In particolare, le reazioni del ciclo pp, che è la fonte di quasi tutta l'energia irradiata dal Sole, si riducono alla combinazione di quattro protoni in un nucleo di elio-4, con la conversione di due protoni in neutroni.

Il valore massimo atteso dell'indice UV

Austria, Gerlitzen. 1526 m

Valori dell'indice UV

Austria, Gerlitzen. 1526 m

1	2	3	4	5	6	7	8	9	10	>10
breve		moderare			forte		molto forte			estremo

Valori dei dati dell'indice UV per il pianeta

Dati di monitoraggio completi in Tomsk

Componenti del campo magnetico

Dipendenze delle variazioni delle componenti del campo magnetico in scale gamma sull'ora locale.

L'ora locale è espressa in ore di Tomsk Daylight Saving Time (TLDV). TLDV=UTC+7ore.

Di seguito è riportato il livello di disturbo del campo geomagnetico negli indici K.

Eruzioni solari secondo il satellite GOES-15

NOAA/Centro di previsione meteorologica spaziale

Flusso di protoni ed elettroni prelevato da GOES-13 GOES Hp, GOES-13 e GOES-11

Flusso di raggi X solari

Bagliori solari

Ci sono cinque categorie sulla scala (in potenza crescente): A, B, C, M e X. Oltre alla categoria, ad ogni flash viene assegnato un numero. Per le prime quattro categorie, questo è un numero da zero a dieci, e per la categoria X, è da zero e oltre.

Fluxgate HAARP (magnetometro)

"Componente H" (scia nera) nord magnetico positivo,
"Componente D" (traccia rossa) è positivo Est,
La "componente Z" (scia blu) è positiva al ribasso

Per saperne di più: http://www.haarp.alaska.edu/cgi-bin/magnetometer/gak-mag.cgi

Il grafico GOES Hp contiene componenti del campo magnetico parallelo medio di 1 minuto in nanoTeslas (nanoTeslas - nT) misurati da GOES-13 (W75) e GOES-11 (W135).

Nota: il tempo nelle immagini è il Nord Atlantico, cioè relativo a
L'ora di Mosca deve essere portata via 7 ore (GMT-4:00)
Fonti di informazione:
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html
http://www.swpc.noaa.gov/rt_plots/index.html

Attività solare in tempo reale

Ecco una simulazione dell'attività solare in tempo reale. Le immagini vengono aggiornate ogni 30 minuti. È possibile disattivare periodicamente sensori e telecamere sui satelliti a causa di malfunzionamenti tecnici.

Immagine del Sole in tempo reale (online).

Telescopio ultravioletto, i punti luminosi corrispondono a 60-80 mila gradi Kelvin. Satellite SOHO LASCO C3

Immagine della corona del sole in tempo reale (online).

Caratteristiche del Sole

Distanza dal Sole: 149,6 milioni di km = 1,496 1011 m = 8,31 minuti luce

Raggio di sole: 695.990 km o 109 raggi terrestri

massa del sole: 1.989 1030 kg = 333.000 masse terrestri

Temperatura della superficie del sole: 5770 K

La composizione chimica del Sole sulla superficie: 70% idrogeno (H), 28% elio (He), 2% altri elementi (C, N, O, …) in massa

Temperatura al centro del sole: 15.600.000 mila

Composizione chimica al centro del sole: 35% idrogeno (H), 63% elio (He), 2% altri elementi (C, N, O, …) in massa

Il sole è la principale fonte di energia sulla Terra.

Caratteristiche principali
Distanza media dalla terra	1.496×10 11 m (8,31 minuti luce)
Magnitudine apparente (V)	-26,74 m
Magnitudine assoluta	4,83 m
Classe spettrale	G2V
Parametri dell'orbita
Distanza dal centro della Galassia	~2,5×10 20 m (26.000 anni luce)
Distanza dal piano della Galassia	~4,6×10 17 m (48 anni luce)
Periodo orbitale galattico	2,25-2,50×10 8 anni
Velocità	2,17×10 5 m/s (in orbita attorno al centro della galassia) 2×10 4 m/s (rispetto alle stelle vicine)
caratteristiche fisiche
Diametro medio	1.392×10 9 mt (109 diametri di terra)
Raggio equatoriale	6.955×10 8 mt
Circonferenza dell'equatore	4.379×109 m
oblazione	9×10 -6
Superficie	6.088×10 18 m 2 (11.900 aree della Terra)
Volume	1.4122 × 10 27 m 2 (1.300.000 volumi terrestri)
Il peso	1.9891×10 30 kg (332.946 masse terrestri)
Densità media	1409 kg/m3
Accelerazione all'equatore	274,0 m/s 2 (27,94 g)
Seconda velocità spaziale	(superficie) 617,7 km/s (55 Terra)
Temperatura superficiale effettiva	5515°C
temperatura corona	~1 500 000°C
temperatura interna	~13 500 000 °C
Luminosità	3.846×10 26W ~3,75×10 28 ml
Luminosità	2.009×10 7 W/m 2 /sr
Caratteristiche di rotazione
Inclinazione dell'asse	7,25° (rispetto al piano dell'eclittica) 67,23° (rispetto al piano della Galassia)
Ascensione retta al polo nord	286,13° (19 h 4 min 30 s)
declinazione del polo nord	+63,87°
Velocità di rotazione degli strati esterni visibili	(all'equatore) 7284 km/h
La composizione della fotosfera
Idrogeno	73,46 %
Elio	24,85 %
Ossigeno	0,77 %
Carbonio	0,29 %
Ferro da stiro	0,16 %
Zolfo	0,12 %
Neon	0,12 %
Azoto	0,09 %
Silicio	0,07 %
Magnesio	0,05 %

Potremo vedere cosa sta succedendo ora nello spazio. A volte, una foto appare sul nostro portale nel giro di pochi minuti, dopo che l'otturatore della fotocamera nell'Universo è stato rilasciato. E questo significa che prima che questa immagine riuscisse a superare... un milione e mezzo di chilometri. Ecco quanto sono lontani i satelliti.

Iniziamo a trasmettere le immagini del Sole da un nuovo moderno telescopio spaziale. Queste immagini sono incredibili. Grazie a due satelliti statunitensi, i gemelli STEREO, possiamo vedere l'invisibile. Cioè, quel lato della stella, che è nascosto all'osservazione dalla Terra.

Il diagramma sopra mostra che i satelliti dell'osservatorio A e B consentono di osservare il Sole da lati opposti. Inizialmente era previsto che nel tempo le loro orbite divergessero in modo da poter vedere il Sole non solo di lato, ma completamente dall'altro lato. E nel febbraio 2011 è successo.

Quello che possiamo vedere in questo momento è come una fantasia. Osserviamo la vita nascosta del cosmo quasi in tempo reale. Il suo segreto. E non saremo mai ostacolati in questo da nuvole, nuvole e altri fenomeni atmosferici. Lo spazio è un luogo ideale per tali osservazioni. A proposito, il 90 percento di tutti i fenomeni che si verificano qui sono incomprensibili per gli scienziati. Compreso nel comportamento della stella più vicina a noi. Forse puoi aiutare a creare gli indizi fondamentali?

Vedi: eccolo qui - il nostro Sole (nella foto - sotto), modestamente nascosto dietro un "tronchetto" per non far brillare l'immagine. Un obiettivo grandangolare ti consente di fare una panoramica di centinaia di migliaia di chilometri intorno. Questo è stato fatto appositamente per poter vedere la corona solare.

Questa immagine è trasmessa dal satellite STEREO B. L'ora nell'immagine è l'ora di Greenwich.

Ora GMT (ora di Greenwich): Se ci sono emissioni verso la Terra, la loro direzione arriverà al bordo destro. Sono questi bagliori luminosi e radiosi che rappresentano un pericolo per noi - terrestri. A volte, gli scienziati scrivono frettolosamente indizi su un'immagine con una penna elettronica. Avvisarci dell'apparizione di una cometa o di un pianeta nella cornice. Sopra c'è la prossima "immagine" del satellite STEREO B, contrassegnata - behind_euvi_195 - ma ora con vista direttamente sul Sole stesso. Osserviamo: c'è attività sul lato invisibile? A seconda della posizione dei bagliori lungo il bordo destro, sarà possibile prevederne la velocità di apparizione sul lato visibile. Ricordiamo che gli strati superficiali del Sole compiono una rivoluzione completa in circa 25 giorni. La rotazione è da sinistra a destra. Il colore verdastro dell'immagine appare perché il telescopio mostra l'atmosfera del Sole in un certo intervallo di lunghezze d'onda. In questo caso - 195 A (Angstrem). "Guardiamo" nello strato di temperatura della stella a un livello di circa un milione e mezzo di gradi Celsius. Ma nella prossima immagine (sotto) - possiamo vedere uno strato più superficiale riscaldato a 80.000 ° C. Ma vediamo già questa trasmissione da un altro fantastico telescopio: l'osservatorio spaziale SDO. È stata lanciata nello spazio nel 2010. Il suo obiettivo principale è studiare i processi dinamici sul Sole.

SDO trasmette le immagini molto rapidamente. Puoi vederlo di persona segnando il tempo universale nell'immagine. È interessante notare che la vista di questo osservatorio sul Sole coincide esattamente con il modo in cui noi stessi lo vediamo dalla Terra. È da questo lato che le protuberanze più pericolose "sparano" su di noi e arrivano tempeste magnetiche. E si formano, nella maggior parte dei casi, in aree scure - macchie. Il loro aspetto diffuso è un segnale allarmante di agitazione magnetica. Ciò significa che sulla Terra può verificarsi una tempesta magnetica. Ed è l'immagine trasmessa qui sotto che ci consente di osservarne i precursori: gli spot.

Sono comparsi dei punti: presta maggiore attenzione alla tua salute. È stato dimostrato che assolutamente tutte le persone sono soggette a tempeste magnetiche. Ma per alcuni i meccanismi di difesa funzionano meglio, per altri peggio. Le ragioni di questa differenza non sono chiare agli scienziati.

COME ESSERE IN GRADO DURANTE LE TEMPESTE MAGNETICHE?

Consiglio generale della terapista Miroslava BUZKO:<Не стоит в эти дни увлекаться спиртным. Будьте крайне осторожны. Известно, что circa il 70% degli infarti, delle crisi ipertensive e degli ictus si verificano solo durante le tempeste magnetiche. Gli scienziati hanno scoperto che durante un aumento dell'attività solare, il sangue circola molto più lentamente attraverso i capillari. Si verifica la carenza di ossigeno dei tessuti degli organi. Il livello di colesterolo e adrenalina aumenta. Questo porta ad un aumento della fatica, ad una diminuzione dell'attività vitale. Nei giorni di tempeste magnetiche, il viso si gonfia. I pazienti con ipertensione non dovrebbero uscire senza farmaci in questi giorni. >

PRIMO! Sul nostro portale è iniziata una diretta dalla Stazione Spaziale Internazionale: la vita degli astronauti, le trattative ufficiali, gli attracchi, le vedute della Terra in tempo reale.

A proposito, la turbolenta situazione geomagnetica creata sulla Terra dal Sole è più rilevante per coloro che vivono più vicino al nord. Ciò è dovuto alla struttura del nostro pianeta e alla sua posizione nello spazio. Geograficamente, la maggior parte delle tempeste solari si verificano in Russia (Siberia e Nord Europa), Stati Uniti (Alaska) e Canada.

Ricordiamo che le immagini solari appaiono sul portale con un ritardo di tempo necessario per la loro trasmissione dall'osservatorio spaziale e l'elaborazione per la visualizzazione. Tutto avviene automaticamente.

Se tu vedi<квадратики>sull'immagine o su una "immagine" distorta: ciò significa che si è verificato un guasto tecnico. A volte, questo può essere<виновато>il Sole stesso, che ancora una volta ha riversato la sua gigantesca energia su coloro che ci circondano: E queste emissioni possono minacciare molto seriamente la nostra civiltà. La maggior parte dei moderni dispositivi elettronici non sono protetti dagli effetti della radiazione solare anormale. Possono fallire all'istante.

Riguardo all'attuale previsione sfavorevole per l'attività del Sole e alle ragioni che possono distruggere notevolmente le infrastrutture terrestri, ricordiamo, puoi leggere nel materiale "Tacco d'Achille del nuovo secolo"

Guarda la vita di una vera Star! La nostra vita dipende davvero da questo:

(La trasmissione è fornita grazie all'apertura nella fornitura di informazioni da parte delle agenzie spaziali dell'UE e della NASA)

Informatore di esposizione al sole

Vengono mostrati i valori medi di previsione dell'indice geomagnetico globale Kp, sulla base dei dati geofisici di dodici osservatori del mondo, raccolti dall'SWPC Solar Service della NOAA. I dati di previsione di seguito vengono aggiornati quotidianamente. A proposito, puoi facilmente vedere che gli scienziati sono quasi incapaci di prevedere gli eventi solari. Basta confrontare le loro previsioni con la situazione reale. Ora le previsioni per tre giorni sono le seguenti:

Indice Kr- caratterizza il campo geomagnetico planetario, cioè sulla scala dell'intera Terra. Vengono visualizzati otto valori per ogni giorno - per ogni intervallo di tempo di tre ore, durante il giorno (0-3, 3-6, 6-9, 9-12, 12-15, 15-18, 18-21, 21-00 ore) . Il tempo è Mosca (msk)

linee verticali VERDE colori ( io ) è un livello sicuro di attività geomagnetica.

linee verticali ROSSO colori ( io ) è una tempesta magnetica (Kp>5). Più alta è la linea verticale rossa, più forte è la tempesta. Il livello da cui sono probabili impatti significativi sulla salute delle persone sensibili agli agenti atmosferici (Kp=7) è contrassegnato da una linea orizzontale rossa.

Di seguito puoi vedere la visualizzazione effettiva dell'influenza geomagnetica del Sole. Su una scala di valori Indice Kp determinare il grado del suo pericolo per la salute. Una cifra superiore a 4-5 unità indica l'inizio di una tempesta magnetica. Si noti che in questo caso, il grafico mostra prontamente il livello di radiazione solare che ha già raggiunto la Terra. Questi dati vengono registrati ed emessi ogni tre ore da diverse stazioni di rilevamento negli Stati Uniti,
Canada e Regno Unito. E vediamo il risultato di sintesi grazie al Center for Space Forecasts ( NOAA/centro di previsione meteorologica spaziale)

IMPORTANTE! Tenendo conto del fatto che un pericoloso rilascio di energia solare raggiunge la Terra non prima di un giorno, tu stesso, tenendo conto delle immagini operative del Sole trasmesse sopra, sarai in grado di prepararti in anticipo per l'impatto negativo, il livello di che viene visualizzato di seguito.

Indice di disturbo geomagnetico e tempeste magnetiche

L'indice Kp determina il grado di disturbo geomagnetico. Maggiore è l'indice Kp, maggiore è la perturbazione. Kp< 4 — слабые возмущения, Kp >4 - forti perturbazioni.

Designazione dell'informatore di esposizione solare

Emissione di raggi X dal Sole*

Normale: Flusso di raggi X solare convenzionale.

Attivo: Aumento dell'emissione di raggi X solari.