Przydatność 45%

Słońce. Zjawiska zachodzące w słońcu.

Autor: Ninamc

Skopiowalam to z pewniej strony http://www.tos.astrowww.pl/slonce.html bedzie tu pare bledow czysto językowych ale prosze sie nie zrazac :) przyjemnej lektury

ORBITA SŁONECZNA.

Słońce jest gwiazdą typu widmowego G2V. Litera G oznacza , że temperatura powierzchni gwiazdy wynosi 5000-6000 K, w widmie występują słabe linie wodoru, najsilniejsze w całym widmie są linie H i K zjonizowanego wapnia; intensywne linie 422,6 nm wapnia i pasmo G . Cyfra arabska 2 mówi nam, że gwiazda ma kolor biało-żółty (równe ilości barwy białej i żółtej) .Natomiast cyfra rzymska V opisuje gwiazdę należącą do ciągu głównego- karły, wykresu H-R. Słońce wraz ze swym Układem Planetarnym, należy do zbioru 100-200 miliardów gwiazd Galaktyki, zwanej też Układem Drogi Mlecznej. Galaktyka ma średnicę 100 000 ly, a jej grubość w centrum wynosi 26 000 ly. Słońce znajduje się w ramieniu Oriona, oddalone jest od centrum Układu o 27 000 ly, oraz około 300 ly ponad równikiem, w kierunku bieguna północnego Galaktyki. Słońce, jak i inne gwiazdy obiega centrum Galaktyki, prędkość liniowa tego obiegu dla Słońca wynosi 220 km/s i okrąża to centrum dookoła w ciągu 240 mil. lat, jest to tzw.”rok galaktyczny”. Jednocześnie Słońce przemieszcza się względem otaczających go gwiazd w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa, współrzędne apeksu: a- 18 h, d- 30 z prędkością 19,4 km/s Słońce poruszając się po swojej orbicie wokół centrum Galaktyki, jednocześnie dokonuje rotacji wokół swojej osi. Będąc kulą gazową, rotacja ta jest niejednorodna i tak, na równiku czas tej rotacji wynosi 25,38 dnia, przy prędkości liniowej punktu na równiku 1,995 km/s; natomiast na szerokości heliograficznej 75 - 36 dni. Oś obrotu Słońca, jest nachylona do ekliptyki pod kątem 82 45`. Obserwowana wielkość gwiazdowa Słońca wynosi -26,72 mgt. zaś absolutna wielkość gwiazdowa 4,8 mgt. Słońce posiada Układ Planetarny, składający się z dziewięciu planet i ich księżyców, oraz dużej ilości różnych drobnych ciał. Kolejność planet od Słońca jest następująca: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun i Pluton. Ziemia jest oddalona od Słońca średnio o 149,6 mil. km. Najbliżej 147,1 mil. km. Najdalej 152,1 mil. km.

BUDOWA SŁOŃCA
Słońce jest olbrzymią obracającą się kulą gazową.
Z widma słonecznego odczytano linie absorpcyjne około 70 pierwiastków, a także pasma najprostszych cząsteczek jak: CN, OH, CH, NH, i innych. Całość ta zamknięta jest w kuli o średnicy 1 391 960 km, masie 1,989 x1030 kg ( 1,989 kwintylionów kg ), objętości 1,41 x1027 m3 ( 1,41 kwadryliardy m3 ), powierzchni 6,07 x1018m2 (6,07 tryliony m2 ). Temperatura we wnętrzu Słońca wynosi około 1,6 x107 K (16 000 000 K ), na powierzchni (fotosfera ) 4 500 K, efektywna 5 780 K, temperatura korony około 1 000 000 K. Gęstość gazu we wnętrzu Słońca wynosi 158 000 kg/m3 na powierzchni (fotosfera ) 4 x10-4 kg/m3 ( 0,0004 kg/m3 ), a w koronie 10-11 kg/m3.Średnia gęstość Słońca wynosi 1408 kg/m3 ( Ziemia 5520 kg/m3 ) Ciśnienie we wnętrzu wynosi 3 x1016 Pa (30 biliardów ) lub 300 miliardów atmosfer. Przyśpieszenie grawitacyjne na Słońcu wynosi 274,96 m/s2 a prędkość ucieczki 618,67 km/s. Porównując niektóre z tych wielkości do odpowiednich na Ziemi otrzymamy, Słońce jest 335 000 razy bardziej masywne i ma średnicę 105 razy większą od ziemskiej, przyśpieszenie 28,1 razy większe, a prędkość ucieczki 55,4 raza większą. Materia, z której zbudowane jest Słońce, mimo olbrzymiego ciśnienia wszędzie zachowuje właściwości gazu. Model budowy Słońca przewiduje, że wewnątrz Słońca jest jądro, od 0 do 25% promienia, gdzie zachodzą reakcje termojądrowe, które są źródłem energii słonecznej. W jądrze temperatura wynosi 16-8 milionów K, gjstość 1,58 x105 kg/m3 - 0,2 x105 kg/m3 a ciśnienie 3 x1010 MPa ( około 300 miliardów atmosfer ). Od 26 do 86% promienia słonecznego zajmuje druga strefa zwana promienistą. W tej strefie, energia wytworzona w jądrze, jest przenoszona wyżej przez promieniowanie. W tej strefie panuje temperatura 8-0,5 mil. K, gęstość 0,2 x105 - 30 kg/m3. Powyżej strefy promienistej od 87% promienia, do fotosfery, znajduje się sfera konwekcji, w strefie tej transport energii odbywa sij głównie poprzez konwekcję - krążenie materii. Temperatura wynosi od 0,5 mil. do 6,6 tys. K, a gęstość od 30 kg/m3 do 4 x10-4 kg/m3. Powyżej strefy konwekcji zaczyna się atmosfera słoneczna, która sięga do około dwóch promieni słonecznych. W strefie konwekcji temperatura jest na tyle niska, że zachodzi w niej rekombinacja jonów z wolnymi elektronami, w wyniku czego formują się atomy i ujemne jony, proces ten powoduje wzrost nieprzezroczystości obszaru konwektywnego. Ponieważ Słońce jest kulą gazową, nie posiada ono wyraźnej granicy między jego wnętrzem a atmosferą. Obserwując zjawiska zachodzące na widocznej tarczy słonecznej, ktsrą uważamy za „powierzchnij” Słońca, mówimy o tym, co dzieje się w jego atmosferze, którą dzielimy na fotosferę, chromosferj i koronę słoneczną. FOTOSFERA jest najgłębszą, widoczną warstwą atmosfery o grubości zaledwie 300-500 km, przesłaniającą wnętrze Słońca. W tej warstwie powstają widma ciągłe i absorbcyjne. Temperatura wynosi od 6600 K do 4000 K na zewnątrz fotosfery i gęstość od 4 x10-4do 8 x10-5 kg/m3. Fotosfera ma strukturę ziarnistą, tworzą ją granule, bąble gorącego gazu, który wypływa z głjbszych warstw Słońca. Granule mają rozmiar od 100 do 2 500 km, wypływają na zewnątrz z prędkością około 1 km/s. Temperatura granuli jest około 300 K wyższa od otoczenia, dzięki temu jest ona średnio o 10% jaśniejsza od tła. CHROMOSFERA jest następną warstwą atmosfery słonecznej, ma ona grubość 10-15 tysięcy km, nie ma wyraźnej granicy między fotosferą a chromosferą, atmosfera w sposób płynny przechodzi z fotosfery w chromosferę. Temperatura rośnie od 4 000 K do 106 K, natomiast gęstość maleje od 8 x10-5 do 10-11 kg / m3. Tę część atmosfery słonecznej można obserwować tylko w czasie całkowitych zaćmień Słońca, lub po zastosowaniu specjalnych metod obserwacyjnych, widać wtedy cienką, obwódkj koloru czerwonego, jest to właśnie chromosfera. Chromosfera charakteryzuje się brakiem równowagi termodynamicznej, w warstwie tej występują obok siebie obszary o wyższej temperaturze i niższej, wbrew logice temperatura zamiast spadaf ro6nie, ale wzrost temperatury nie jest spowodowany przez wydzielającą się ze Słońca energi1, lecz przez różne procesy o charakterze falowym. Na fotografiach chromosfera ma wygląd trawiasty, charakter ten nadają spikule - bryzgi chromosferyczne, drobne wystrzeliwujące w górę do 10 000 km strugi gazu, w chromosferze biorą swój początek rozbłyski chromosferyczne, protuberancje, pochodnie, częstotliwość występowania tych zjawisk zmienia się w rytm cykli aktywności słonecznej. Należy tu podkreślif, że ró?norodno6ć występujących tu zjawisk, szybko zmieniających się w czasie, jest możliwa do obserwacji tylko po zastosowaniu filtrów przepuszczających określone linie absorbcyjne danego pierwiastka np.: zjonizowanego wapnia lub wodoru. KORONA SŁONECZNA- to najrozleglejsza warstwa atmosfery słonecznej. Pomiędzy chromosferą a koroną występuje cienka ( 100 km ) warstwa graniczna, w której uwidacznia się nieciągłość zmian gęstości i jego temperatury. Temperatura w koronie dochodzi do kilku milionów K, a gęstość maleje od 10-11do 10-14 kg/m3, daje to przy chromosferze 100 mil. cząstek na 1 cm3, ale w odległości 5 promieni Słońca od jego środka, gęsto6ć maleje do 20 tys. na 1 cm3. Koronę można obserwować w czasie całkowitego zaćmienia Słońca lub po zastosowaniu koronografu, widzimy wtedy metaliczno-srebrną aureolę wokół tarczy słonecznej, kształt korony jest zależny, w jakim okresie aktywności znajduje się aktualnie Słońce. Korona słoneczna ekspanduje w przestrzeń międzyplanetarną w postaci wiatru słonecznego. Podobnie jak to się ma z chromosferą i ten obszar atmosfery słonecznej (korona), jest ogrzewany energią wyzwalaną w skomplikowanych zjawiskach fali magnetohydrodynamicznych ( MHD ), przebiegających u jego spodu.

PRODUKCJA ENERGII NA SŁOŃCU.
Większo6ć energii wykorzystywanej na Ziemi pochodzi od Słońca. Słońce bezpośrednio oświetla i ogrzewa powierzchnię Ziemi pośrednio, wykorzstujemy kopaliny, w których jest zmagazynowana energia słoneczna. Energia ta powstaje w jądrze słonecznym o promieniu do 0,25 całego promienia Słońca, w wyniku reakcji termojądrowych. Przetransportowana poprzez promieniowanie i konwekcję na powierzchnię Słońca jest wysyłana w przestrzeń międzyplanetarną, tak?e do Ziemi. Aby we wnętrzu Słońca mogły zachodzić reakcje termojądrowe, muszą zaistnieć odpowiednie warunki. W jądrze słonecznym temperatura wynosi około 16 000 000 K, a ciśnienie w granicach 300 miliardów atmosfer. W tych warunkach dochodzi do zderzeń jąder atomów wodoru, czyli zachodzą reakcje termojądrowe, w trakcie których, atomy wodoru przechodzą w hel. Występuje dwa typy reakcji łańcuchowej tzn. w cyklu protonowo - protonowym ( p.-p. ), lub węglowo - azotowym ( CNO ). Warunki jakie panują w jądrze słonecznym preferują cykl p.-p. i większość energii powstaje właśnie w tym cyklu. W warunkach jakie panują w jądrze słonecznym, czasy przebiegu poszczegslnych procesów syntezy są niezwykle długie. Powstanie pojedynczego jądra helu w cyklu CNO trwa około miliona lat, a w cyklu p.-p., jest znacznie dłuższy i wynosi a? 100 milionów lat. Ponieważ z powierzchni 1 m2 Słońce w ciągu 1 sek. wypromieniowuje w przestrzeń 62,86 x 106 J energii, a cała powierzchnia Słońca, aż 3,826 x1026 J, aby mogła wystjpować tak gigantyczna produkcja energii, konieczne jest uczestnictwo w niej niezwykle dużych ilo6ci jąder. Każda sekunda życia Słońca to przemiana 4 milionów ton wodoru w energię. Aby w jednym cyklu p.-p. otrzymaf jedno jądro helu, należy zużyć cztery protony, z których dodatkowo wypromieniowuje jeszcze dwa kwanty gamma, dwa neutrina i dwa pozytony, koqcowy produkt reakcji wykazuje ubytek masy „ m. „ , ten ubytek to energia cieplna E=4,1 x10-12 J, kosztem masy m.= 4,4 x10-29 kg. z 1 g. wodoru powstaje hel i ponad 1012 J energii. Z tej ilości energii, w każdej sekundzie do Ziemi dociera 2 x1017J, co odpowiada 200 x1012 kW. Połowa z tej energii ulega odbici, rozproszeniu i pochłonięciu w atmosferze ziemskiej. Z produkcją energii wiąże się pojęcie stałej słonecznej - jest to miara energii promienistej emitowanej w jednostce czasu na Słońcu, tzn. ilość energii docierającej ( w jednostce czasu ) do jednostkowej powierzchni ustawionej w odległości 1 AU, prostopadle do padającego promienia. Stała słoneczna wynosi: S = 1,95 cal/ cm2 x min. w jednostkach energetycznych: S = 1,368 x 106 erg. / ( cm2 x s ) w jednostkach SI: S = 1368 J / ( m2 s ) lub S = 1368 W / m2 Moc promieniowania Słońca wynosi 3,85 x1026 W. Od początku zapalenia reakcji termojądrowych Słońce straciło niecałe 0,1 % swojej masy i oko3o 5 % wodoru zamieniło się w hel. W okolicach centrum Słońca wodór stanowi już tylko 40 % materii. Teoria ewolucji Słońca przewiduje, że proces produkcji energii, na niezmienionym poziomie, będzie trwał jeszcze ponad 6 miliardów lat, Słońce dalej zachowa statyczność, ale jasność jego będzie pomału wzrastać i za około 1 miliard lat, będzie 10 % większa od obecnej. Energia wyprodukowana w j1drze słonecznym, aby opuścić Słońce, musi pokonać dwie strefy, strefę równowagi promienistej ( 0,26 - 0,86 promienia Słońca ) i strefę konwekcji ( 0,87 - 1 promienia Słońca ). W strefie równowagi promienistej transport energii odbywa się poprzez promieniowanie. W tej części Słońca gjstość gazu jest bardzo duża i w związku z tym, transport ten, wskutek nieustannego pochłaniania, ponownej emisji i znów absorpcji, przebiega bardzo wolno. Ocenia się, że czas potrzebny na przewjdrowanie energii wytworzonej w rdzeniu słonecznym aż do opuszczenia przez nią fotosfery wynosi około miliona lat. W gsrnych warstwach strefy promienistej temperatura gazu jest zbyt niska i przestaje być przezroczysta dla promieniowania. Dalsza droga energii ku powierzchni Słońca, odbywa się w procesie konwekcji, gdzie masy gorących gazów, w potężnych b1blach unoszą się do góry i w fotosferze, po oddaniu ciepła, jako chłodniejsze opadają w dół dając miejsce innym gorącym bąblom. Należy tu zaznaczyć, że w strefie promienistej, w niewielkim stopniu, ale wymiana energii nastjpuje także przez konwekcję, jak i w strefie konwekcji, poprzez promieniowanie.

POLE MAGNETYCZNE SŁOŃCA
W strefie konwektywnej, w wyniku pionowego ruchu materii, jak również, w wyniku specyficznego ruchu obrotowego Słoqca, produkowane są bardzo silne pr1dy elektryczne, a te wytwarzają pole magnetyczne. Wysokotemperaturowa i wysokoprzewodząca plazma jaka znajduje się w centralnych obszarach Słońca odpowiada za generację pól magnetycznych, natomiast granica między wnjtrzem i otoczką Słońca, tylko wzmacnia istniejące pole magnetyczne. Najsilniejsze pola magnetyczne obserwuje się w plamach słonecznych od 2000 - 4000 erstedów , są to monopola - pole w cieniu plamy jest prostopadłe do powierzchni Słońca. Drugi biegun, najczęściej, znajduje się w plamie sąsiedniej. Powstanie ogslnego pola magnetycznego Słońca jest bardzo skomplikowane. Prawdopodobnie powstaje ono, jako wynik nawijania się poloidalnych podfotosferycznych linii pola, dostatecznie splątane linie wzmacniają pole. Te silnie zlokalizowane pola plam są, w wyniku ruchów atmosfery Słońca, rozmywane. W rezultacie tych procesów ogslne pole magnetyczne Słońca, daje się opisaf, polem dipola magnetycznego o indukcji 1- 2 x10-4 T ( a więc prawie równemu polu magnetycznemu Ziemi. Różnica w rotacji gazu, na różnych szerokościach heliograficznych, wymusza cykliczne zmiany biegunowości Słońca i pełny magnetyczny cykl słoneczny wynosi około 22 lata (co 11 lat zmienia sij magnetyczna biegunowośf Słońca. Wyniki najnowszych badań Słońca, wskazują na to, że to silne prądy elektryczne i skomplikowane pole magnetyczne, w rezultacie oddziaływania z otaczającą je materi1, w największym stopniu uczestniczą w tworzeniu ośrodków aktywności słonecznej, jak i wszystkich zjawisk i struktur temu towarzyszących.

AKTYWNOŚĆ SŁONECZNA I STRUKTURY OBSERWOWANE NA SŁOŃCU.
Kompleks zmian i zjawisk fizycznych zachodzących cyklicznie w atmosferze Słońca, od fotosfery poprzez chromosferj, aż do korony słonecznej i wiatru słonecznego, nazywamy aktywnością słoneczną. Są one widoczne we wszystkich dziedzinach fal elektromagnetycznych: w promieniowaniu radiowym, świetle widzialnym, ultrafiolecie, rentgenowskim, gamma oraz w widmie emisyjnym zjonizowanych pierwiastków. Zmiany te są obserwowane przez obserwatoria naziemne jak i przez automatyczne stacje badawcze umieszczane na sztucznych satelitach. Ostatnio prowadzi się badania z zakresu heliosejsmologii oraz pomiaru i tworzenia map psl magnetycznych na Słońcu. Zakres i dokładność tych badań znacznie wzrosła w wyniku budowy bardziej wyrafinowanej aparatury badawczej, wyniesienie jej na sztucznych satelitach poza atmosferj i magnetosferj ziemską, oraz praktycznie całodobowej obserwacji Słońca na wszystkich zakresach fal. Występowanie cyklicznych zmian aktywności słonecznej odkrył w 1843 roku Henryk Schwabe. Rudolf Wolf okre6lił cykl słoneczny na 11,1 roku. Wprowadził też wygodny wzór na mierzenie aktywności plamotwsrczej Słońca ( liczba Wolfa ). Cykliczność aktywności Słońca ujawnia się między innymi w zmianach liczby Wolfa (11- letni cykl plam słonecznych ), pól pochodni, protuberancji, emisji radiowej chromosfery i korony, w aktywności rozbłyskowej. Okres tej aktywności zmienia się od cyklu do cyklu w przedziale od 9 do 13,6 lat. Oczywiste jest, że to co dzieje się na powierzchni i w atmosferze Słońca, swój początek i przyczynę ma w głębszych warstwach Słońca. Jak wiemy rotacja gazu wokół osi słonecznej ma różny czas dla ró?nych szerokości heliograficznych ( szybkość rotacji maleje od równika do biegunów ), zjawisko to nosi nazwę rotacji ró?niczkowej. W wyniku tego zjawiska, linie pola magnetycznego w bardzo skomplikowany sposób nawijają się na siebie, biegunowość tych pól miesza się i zmienia w cyklu 22- letnim. Wiemy, że głównym dyrygentem ruchu materii w Słońcu i wokół niego, jest pole magnetyczne. Dostarczycielem energii do podtrzymania cyklicznej aktywności, jest rotacja różniczkowa, kosztem energii rotacji. Bezwładność Słońca jest na tyle duża, że nie zauważamy spowolnienia jego tempa rotacji. Badania prowadzone przez aparaturę zainstalowaną na sztucznych satelitach wskazują, że zgodnie z 11- letnim cyklem aktywności słonecznej, zmienia się średnica Słońca, w maksimum aktywności - największa średnica. Podobnie ma się rzecz z jasno6cią, w czasie maksimum wzrasta ona o 0,1%, a moc promieniowania ro6nie o około 0,2%, od minimum do maksimum aktywności. Na ogslny obraz zmian promieniowania słonecznego, nakładają się szybkie fluktuacje, nawet o znacznej ampltudzie: te kilkudniowe identyfikowane są z plamami, a kilkumiesięczne z pochodniami. Nauka w tej chwili, nie potrafi jednoznacznie odpowiedzieć, co jest przyczyną tych wyżej wymienionych zjawisk. Do zjawisk związanych z aktywnością słoneczną zaliczamy: plamy słoneczne, pochodnie fotosferyczne - struktury te obserwujemy w świetle widzialnym, bo występują w fotosferze, pochodnie chromosferyczne, protuberancje, wyskok słoneczny, rozbłysk chromosferyczny, bryzgi chromosferyczne, obłoki wapniowe -struktury te są obserwowane w linii wodoru H a, i w innych liniach emisyjnych pierwiastków i występują w chromosferze, dziury koronalne, pętle koronalne - obserwowane są w promieniowaniu rentgenowskim, emisja radiowa chromosfery i korony. Do zjawisk obserwowanych na Słońcu, lecz nie związanych z jego aktywności1 należą: granulacja, pociemnienie brzegowe. W tym opracowaniu bardziej szczegsłowo zostaną opisane zjawiska zwi1zane z plamami słonecznymi i pochodniami fotosferycznymi, związane to jest z tym, że te struktury możemy obserwować w świetle widzialnym, oraz rozbłysk chromosferyczny, ze wzgljdu na to że to zjawisko jak się wydaje, ma bardzo duży wpływ na obraz i zachowanie się całej atmosfery słonecznej.

Plamy słoneczne.
Po raz pierwszy w Europie, plamy słoneczne zaobserwował, zbudowanym przez siebie teleskopem, Galileo Galilei - uczony włoski. Szwajcarski astronom Rudolf Wolf wprowadził system określania stopnia zaplamienia tarczy słonecznej. Miarą zaplamienia tarczy jest tz. Liczba Wolfa; R=k10g+p. gdzie „k” - jest współczynnikiem, ze względu na stosowany sprzęt do obserwacji, „g” - oznacza liczbę grup plam, którą mnoży się przez 10, a „p.” jest liczbą wszystkich pojedynczych plam występujących w grupach, pojedyncza plama liczy się jako grupa. Tenże astronom opracował i wprowadził system obserwacji i rejestracji ilości plam słonecznych. W roku 2001 nastąpiło maksimum 23 cyklu, licząc od pierwszego, dokładnie wyznaczonego ( przez R. Wolfa ) minimum z roku 1755, a w kwietniu 2001 roku nastąpiła zmiana biegunowości magnetycznej Słońca i tak aktualnie, północny biegun heliograficzny, ma biegunowość magnetyczną południową, a południowy biegun heliograficzny, północną biegunowość magnetyczną. Plama słoneczna jest płytkim wgłębieniem, którego dolna powierzchnia znajduje się o kilkaset kilometrów poniżej fotosfery, wiąże się to z występowaniem tam silnego pola magnetycznego, o natężeniu dochodzącym do 4 tysięcy erstedów. Obszary ciemniejsze od tła fotosfery o nieregularnym kształcie, początkowo jako pory o średnicy około 2 500 km, w miarę rozwoju mogą dochodzić do 50 000 km średnicy, wyjątkowo duże plamy mogą mieć średnicę do 130 000 km. Plamy słoneczne wydają się być bardzo ciemne w kontraście z fotosferą, wynika to z tego, że temperatura we wnętrzu plamy jest o 1 000 - 1 800 K niższa niż otaczający ją gaz fotosfery. Całkowicie ukształtowana plama posiada w środku jądro zwane cieniem ( umbra ), które sprawia wrażenie że jest czarne, otacza go jaśniejszy od niego obszar, złożony jakby z włókien i nazywamy go półcieniem ( penumbra ) i ma temperaturę o kilkaset stopni wyższą od cienia. Radialnie ułożone jasne i ciemne włókna, otaczające cień plamy mają długość 5-7 x103 km, a szerokość 300-400 km. Czas życia tych włókien wynosi od 0,5 do 6 godz. Pierwsze plamy słoneczne ka?dego cyklu pojawiają się, przeważnie parami, w dużych szerokościach heliograficznych (+/- 40 ), dalsze plamy pojawiają się w coraz to mniejszych szerokościach, aż w końcu cała aktywność plamotwórcza koncentruje się blisko równika słonecznego. Jednocześnie w szerokościach +/- 40 pojawiają się już plamy nowego cyklu. Maksimum aktywności słonecznej, tzn. najwięcej plam na tarczy Słońca jest wtedy gdy plamy rodzą sij w szerokościach +/- 20. Linie pola magnetycznego w cieniu plamy, o indukcji pola od 0,2 do 0,4 T, są prostopadłe do powierzchni plamy, zmniejszając kąt w półcieniu, drugi biegun pola magnetycznego, najczęściej znajduje się w sąsiedniej plamie. Duże, rozbudowane grupy plam mają bardzo zróżnicowane i skomplikowane pola magnetyczne, ma to swoje bardzo poważne konsekwencje przy powstawaniu rozbłysków chromatycznych. Nawet w świetle najnowszych badań nie udaje się w dość jednoznaczny spossb wyjaśnif, mechanizmu powstawania plam, ich stabilności, czy głębokości. Jednakże w pewnych aspektach panuje ogólna zgoda. Plamy słoneczne mają typowe pola magnetyczne o wartości 3 kGs (kilogausów ) i charakterystyczne średnice około 4 000 km. Na ogół średnice plam są mniejsze niż 30 000 tysięcy km, a temperatura zawiera się w granicach 4000 +/- 100K. Plamy mogą się dzielić i łączyć. Połączenie sij plam może spowodować powstanie dużych rozbłysków. I tak jak pisałem we wstępie, wiadomość z ostatniej chwili. Dzięki orbitalnemu obserwatorium SOHO, poznaliśmy budowę plam na Słońcu. Jak wiemy w plamie pole magnetyczne jest bardzo du?e. Linie sił wychodzące z plamy, mają ten sam zwrot, można je porównać do wi1zki cienkich magnesów sztabkowych ustawionych jeden obok drugiego. Z własnego doświadczenia wiemy jak dużej siły należy użyć, aby utrzymaf magnesy obok siebie, gdy są skierowane biegunami jednoimiennymi w tym samym kierunku. Wskutek działania tych samych sił, plama słoneczna powinna błyskawicznie się rozszerzyć i zaniknąć. Duże plamy utrzymują się jednak nawet przez kilka tygodni. Co „dociska” linie sił pola do siebie? Dzięki wyżej wymienionemu obserwatorium, udało się odtworzyć trójwymiarową strukturę plamy słonecznej. Okazało się, że materia płynie ku niej ze wszystkich stron. Osiągnąwszy brzeg plamy, zanurza się pod powierzchnię i z prędkością dochodzącą do 4 000 km/h, opada na kilka tysięcy kilometrów w głąb. Tam zderza się z gorącymi gazami które usiłują wypłynąć do góry, i rozpływa się na boki, by w pewnym oddaleniu od plamy rozdzielić się na strumienie płynące w górę i w dół. Gazy zmierzające ku, „namagnesowanemu” obszarowi napierają na jego granice i to właśnie ten napór jest czynnikiem stabilizującym plamę słoneczną. Przed epoką SOHO obserwowano jedynie cienką zewnętrzną warstwę słonecznej atmosfery, w której materia odpływa od plamy, dając całkowicie fałszywy obraz tego, co dzieje się w g3ębszych warstwach. Ile jeszcze takich niespodzianek czeka nas w najbliższym czasie ?. W plamach słonecznych, plazma nie jest stała, ulega ona przepływowi wzdłuż ciemnych włókien półcienia plamy, do jej obszarów zewnętrznych, prędkość tego przepływu wynosi 6 -7 km/s ( przepływ Eversheda ). Pierwszymi zwiastunami plam słonecznych, są ich pola magnetyczne, gdyż pojawiają się na długo przed pojawieniem się pierwszej plamy, oraz są bardziej długowieczne, bo utrzymują się jeszcze bardzo długo po zniknięciu ostatniej plamy. Podobnie zachowują się obłoki wapniowe, widoczne w chromosferze obszary świecących atomów zjonizowanego wapnia. Plamy słoneczne są największymi przykładami ogólnej klasy „rur magnetycznych”. Idea „rur magnetycznych” zgadza się z prawie pionowym ( do 10 ) polem magnetycznym cienia. Pole magnetyczne staje się poziome w zewnętrznych obszarach półcienia. Nie wiadomo dokładnie, dlaczego plamy słoneczne są aż do około 2 000K chłodniejsze od otoczenia fotosfery. Przyjmuje się, że silne pole magnetyczne plamy, ogranicza konwekcję ciepła z dolnych warstw Słońca, z powodu zakrzywienia tego pola w półcieniu jest ono rozprzestrzeniane na duży obszar wokół plamy. Innym wyjaśnieniem tego zjawiska jest działanie fal MHD ( magnetohydrodynamicznych ). Plama ze swym bardzo silnym polem magnetycznym zachowuje się jak falowód i w rezultacie oziębia się.

Pochodnie fotosferyczne.
Wokół grupy plam pojawiają się jaśniejsze miejsca w fotosferze, są to pola pochodni. Pojawiają się one przed powstaniem pierwszej plamy i pozostają po zniknięciu ostatniej. Pole pochodni pokrywają wężykowate jasne włókna zwane pochodniami (fakuły ). Pochodnie są wynikiem wzmożonego wypływu ciepła wokół grupy plam, dokładny mechanizm tego zjawiska nie jest znany . Najwyższe części pól, są 1,5 razy jaśniejsze i o 200 do 300 K cieplejsze niż fotosfera. Pochodnie najłatwiej jest obserwować przy brzegu tarczy słonecznej.

Pochodnie chromosferyczne.
Za pomocą spektroheliografów, w centrach aktywności słonecznej, w liniach widmowych zjonizowanych atomów wapnia i wodoru, obserwujemy pewnego rodzaju zakłócenia, jasne obszary chromosfery, większe od pól pochodni fotosferycznych. Zjawisko to pojawia się na długo nim powstaną plamy i utrzymuje się po zaniku plam. Jednocześnie nad tymi obszarami obserwuje się wzmożone promieniowanie rentgenowskie, pochodzące częściowo z korony.

Protuberancje.
Protuberancją nazywamy materię słoneczną wyrzuconą z chromosfery na dziesiątki tysięcy kilometrów i opadającą powoli w dół. Protuberancje dzielimy na wybuchowe i spokojne. Wybuchowe najczęściej powstają jako wynik silnego rozbłysku i żyją od kilkunastu minut do kilku godzin. Natomiast protuberancje spokojne żyją nawet kilka miesięcy. O ruchu materii w protuberancjach decyduje pole magnetyczne które je przenika. Zjawiska te obserwuje się na brzegu tarczy słonecznej za pomocą koronografów, lub w czasie całkowitego zaćmienia Słońca. Na tarczy słonecznej, za pomocą filtrów Ha, są widoczne ich rzuty z góry tzn. włókna lub filamenty i widać je na całej tarczy słonecznej. Temperatura protuberancji wynosi od tysiąca do kilku tysięcy K, jest zatem znaczni niższa niż temperatura otaczającej je korony. Wraz ze wzrostem wysokości protuberancja ochładza się i rozpływa. Ilość protuberancji w chromosferze zmienia się podobnie jak liczba plam, ale występują na całej tarczy słonecznej. Protuberancje określa się jako wynik uwięzienia plazmy w systemie pól magnetycznych występujących w chromosferze i koronie słonecznej.

Rozbłysk chromosferyczny.
W obszarach aktywnych, tam gdzie następuje rozwój dużych grup plam, pojawiają się krótkotrwałe, gwałtowne pojaśnienia zwane - rozbłyskami chromosferycznymi.. Na tle grupy plam, jasne obszary, osiągające w ciągu kilku minut swą maksymalną jasność i znikają po następnych kilkunastu lub kilkudziesięciu minutach. Rozbłyski chromosferyczne można obserwować w widmowych liniach Ha wodoru. Początek rozbłysku ma miejsce zwykle wysoko ponad chromosferą, w dolnej koronie. Spośród wszystkich form aktywności słonecznej właśnie rozbłyski mają największy wpływ na zmiany zachodzące w atmosferze słońca, takie jak jej pojaśnienia, czy wzrost promieniowania, oddziaływają również na magnetosferę i górne warstwy atmosfery naszej planety - Ziemi. Ostatnie badania wskazują na to że, motorem napędzającym, powstawanie rozbłysków chromosferycznych, jest bardzo niejednorodne, zawiłe i skomplikowane pole magnetyczne, gdzie przeplatają się różne biegunowości i gdzie występuje tzn. warstwa neutralna, to jest granica pomiędzy dwoma polami magnetycznymi o różnej biegunowości. Po obu stronach tej neutralnej strefy, występuje duży gradient pola magnetycznego tzn. szybko wzrasta jego natężenie, w miarę oddalania się od tej strefy. Rozbłyski powstają po obu jej stronach, tam gdzie jest największy gradient. Powiązanie rozbłysków z kształtem pola magnetycznego jest dość ścisłe. Często pole magnetyczne, z chwilą rozbłysku, bardzo mocno słabnie, po czym bardzo powoli się odradza, co świadczy o tym, że rozbłysk czerpie z niego swoją energię. Wydaje się, że główną przyczyną powstawania rozbłysków są przemiany zachodzące w polach magnetycznych, być może - częściowa anihilacja tych pól. Opisane wyżej zjawiska magnetyczne, oddziaływujące z cząstkami plazmy, w grupie dużych plam słonecznych, rodzą procesy przypominające gwałtowny wybuch, w trakcie którego uwalniane są olbrzymie ilości energii, która ogrzewa otaczający gaz do wysokiej temperatury. Może on osiągnąć chwilowe wartości większe niż w centrum Słońca i może dochodzić nawet do 40 milionów K. Bardzo rzadko, w bardzo silnych rozbłyskach, w których temperatura elektronowa osiąga wiele milionów stopni, zachodzą krótkotrwałe warunki do wystąpienia reakcji jądrowych. Taką reakcję termojądrową w atmosferze słonecznej zaobserwowano w silnym rozbłysku w 1972 roku. W trakcie rozbłysku, cząsteczki plazmy osiągają bardzo duże prędkości (500 - 1000 km/s ) i są wyrzucane w przestrzeń okołosłoneczną. Po pewnym czasie cząstki te docierają do Ziemi i oddziaływają z naszą atmosferą. Rozmiar poziomy rozbłysku waha się od kilku tysięcy do 30 tysięcy kilometrów, a nawet więcej. Z centralnego pojaśnienia wypływają na zewnątrz wężykowate włókna, które przy dużych rozbłyskach, mogą sięgać ponad 100 000 kilometrów. W trakcie rozbłysku następuje emisja promieniowania ultrafioletowego, rentgenowskiego a także silna emisja promieniowania radiowego. W wyniku pomiarów tego promieniowania, okazało się że w rozbłysku uwalnia się gigantyczna ilość energii i wynosi 1032 ergów, czyli około 3x1018 kilowatogodzin. Stanowi to ilość równą kilku procent, tego co promieniuje całe Słońce w ciągu jednej sekundy, albo można porównać do ilości energii emitowanej przez całą koronę słoneczną. Trzeba tu zauważyć że, raz na kilka - kilkanaście lat, można obserwować, bardzo silny rozbłysk, nawet w promieniach światła widzialnego, na tle fotosfery. Jako ciekawostkę podam, że energia wyzwalana w jednym rozbłysku chromosferycznym jest tak wielka, że wystarczyłoby jej do zagotowania stu bilionów ( 100 000 000 000 000 ) ton wody, której temperatura wynosi 0 C. Sto bilionów ton wody, to 100 000 km3, czyli kociołek o bokach i wysokości 46,5 km.

Bryzgi chromosferyczne, spikule.
Jasne fontanny materii wyrzucane z dolnych warstw chromosfery są nazwane bryzgami lub spikulami. Można je obserwować w czerwonej linii Ha. Czas życia wynosi od 10 do 20 min, średnica podstawy około 800 km i są wyrzucane do 10 tys. km nad granicę z fotosferą, nadając chromosferze charakterystyczny trawiasty, szybko zmieniający się obraz chromosfery. Materia w bryzgach porusza się w górę z prędkością około 20 km/s. Spikule są traktowane jako przedłużenie granul z fotosfery.

Obłoki wapniowe.
Na parę dni przed pojawieniem się plamy w fotosferze, w chromosferze tworzy się jasny obłok wapniowy. Możemy go obserwować dzięki wyższej temperaturze w której silniej świecą zjonizowane atomy wapnia i silniej emitują atomy wodoru w dalekim nadfiolecie. Obłok wapniowy jest większy od całej grupy plam. Obłoki znikają powoli w ciągu wielu tygodni po zniknięciu ostatnich śladów plam. Obłoki chromosferyczne podobnie jak i pochodnie są dość trwałymi tworami, ale podlegają zmianom, choć bardzo powolnym. Podlegają one cyklicznym zmianom w rytm zmian aktywności słonecznej.

Dziury koronalne i pętle koronalne.
Rozwój badań Słońca w widmie promieniowania rentgenowskiego, pozwolił poznać obraz korony słonecznej, ponieważ ta część atmosfery słonecznej, w dużej mierze świeci w tym zakresie. Nad aktywnymi centrami, obserwuje się potężne pętle, świecącej w promieniach rentgenowskich, materii, zamkniętej w liniach pola magnetycznego, zjawisko to jest obserwowane w szerokościach bliskich równikowi słonecznemu. Zjawisko to nosi nazwę pętli koronalnych. Pętle koronalne zakotwiczone są w dolnych rejonach korony słonecznej, przebiegają od jednego centrum do drugiego, wzdłuż linii sił pola magnetycznego, sięgając wysoko w koronę. Dziury koronalne - to wielkie ciemne, chłodne obszary w rejonach biegunów słonecznych, rejony radialnego, nie zakłóconego przebiegu pola magnetycznego. Obszary ciemne tzn., że obszar ten nie promieniuje w zakresie rentgenowskim i jak się okazało z tych obszarów wypływa na zewnątrz większa część materii, która staje się wiatrem słonecznym. Odkryciem ostatnich lat są świecące w promieniach rentgenowskich - jasnych punktów, bardzo drobnych obszarów silnego promieniowania rentgenowskiego, rozmieszczonych tak samo licznie koło biegunów jak i koło równika, na tle ciemnej dziury koronalnej, jak i jasno świecących okolic centrów aktywności. Cechuje je czas życia około 8 godz. Do jednej doby, posiadają dwubiegunowe pole magnetyczne, o natężeniu nie mniejszym niż 10 Oe. W ciągu dnia pojawia się ich około 1,5 tysiąca i przewyższają siłą promieniowania rentgenowskiego wszystkie inne źródła na Słońcu.

Emisja radiowa.
Promieniowanie radiowe jest „produktem” wysokiej temperatury korony i aktywności słonecznej. Przedziały radiowe też są pochodzenia koronalnego, mikrofale pochodzą z dolnej korony, fale dłuższe są generowane wyżej w koronie, ma to bezpośredni związek z warunkami fizycznymi jakie panują na różnych wysokościach korony. Emisję radiową Słońca, ze względu na genezę swego pochodzenia dzielimy na dwa rodzaje zjawisk. Pierwszy rodzaj wykazuje zmienność o długim okresie, wynoszącym wiele miesięcy, można ją uznać za temperaturową, gdyż jej wahania dobrze korelują ze zmianami temperatury odpowiednich okolic korony, otrzymanymi z innych pomiarów. Drugi rodzaj emisji to promieniowanie wybuchowe, pojawiające się nagle i trwające od kilku sekund do kilkunastu godzin. Istnieje domniemanie, że większość wzmocnionych emisji radiowych wiąże się z rozbłyskami. Wybuchy radiowe dzielimy na 5 rodzajów zjawisk. W wyniku badań fal radiowych emitowanych na Słońcu ustalono że: emisja Typu I i IV pochodzą z obszaru eksplozji i są rezultatem oddziaływania energetycznego plazmy z polem magnetycznym ; emisje Typu III związane są z poruszającą się szybko plazmą, natomiast Typ II z falami uderzeniowymi. Istnieją jeszcze wybuchy Typu V będące krótkotrwałą emisją tylko na falach długich w pierwszych minutach zakłóceń.

Granulacja i pociemnienie brzegowe.
Podczas obserwacji Słońca zauważamy ziarnistość czyli tzw. granulację powierzchni oraz lekkie pociemnienie brzegów tarczy słonecznej. Te dwie cechy są stałe, zawsze dostrzegalne, i niezależne od cykli aktywności słonecznej. Granulacja jest bezpośrednim wynikiem istnienia pod fotosferą warstwy konwekcyjnej. Są to jasne ziarna otoczone ciemną obwódką, cechą tego zjawiska jest nietrwałość poszczególnych ziaren, żyją one tylko kilka minut, a na ich miejsce pojawiają się nowe, w krótkim czasie obraz ziarnistości zmienia się , ale całkowita liczba granul zostaje zachowana. Średnica poszczególnych granul waha się od 100 do 2500 km. Środek granuli jest jaśniejszy od jej brzegu, wynika to z tego, że brzeg granuli jest o około 300 K chłodniejszy od środka. Zmieniający się obraz granulacji wskazuje, że fotosfera nie jest trwałą powierzchnią, ale bardzo ruchliwą masą gazów. Prędkość gazów w granulach jest rzędu 1 km/s. Granulacja nie ma wpływu na inne zjawiska zachodzące w fotosferze. Pociemnienie brzegowe tarczy słonecznej wynika z tego, że brzeg tarczy jest chłodniejszy niż środek. Zjawisko to tłumaczy się tym, że patrząc na środek tarczy słonecznej sięgamy wzrokiem do głębszych, a więc bardziej gorących warstw fotosfery. Na brzegu tarczy, w wyniku zaokrąglenia kuli słonecznej widzimy tylko górne warstwy fotosfery, a są one chłodniejsze. Zjawisko pociemnienia brzegowego jest okienkiem pozwalającym sięgnąć do różnych warstw fotosfery i mierzyć jej temperaturę na różnych głębokościach. Metodami obserwacyjnymi docieramy tylko do kilkuset kilometrów pod powierzchnię fotosfery. Jako powierzchnię graniczną fotosfery i chromosfery, przyjmujemy warstwę gazu o najniższej temperaturze wynoszącej około 4200 K.

WIATR SŁONECZNY.
Strumień jonów i elektronów wypływający w sposób ciągły z korony słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną nazywamy wiatrem słonecznym. Zjawisko to wiąże się z przepływem energii w koronie słonecznej. Wskutek dostarczania do korony bardzo dużej ilości energii, jedynie wydajną metodą pozbywania się jej nadmiaru, jest wysyłanie jej w przestrzeń międzyplanetarną wraz z materią. Źródłem wiatru na Słońcu są dziury koronalne, czyli miejsca gdzie linie pola magnetycznego są otwarte. Najintensywniejszy wypływ materii ze Słońca odbywa się w czasie „spokojnego Słońca”, z dziur koronalnych, w okresie wzmożonej aktywności Słońca, wypływ materii jest spokojny i dużo mniejszy. Zamknięte linie pola magnetycznego nie pozwalają swobodnie odpływać materii, która silnie się nagrzewa i świeci w zakresie rentgenowskim. Prędkość przepływu materii w wietrze słonecznym, w okolicach Ziemi wynosi średnio 300 - 400 km/s, a gęstość 5 - 8 cząstek/ cm3. W wietrze słonecznym dominują protony 95%, jony helu 4,5% i mniej niż 0,5% jonów pierwiastków cięższych. Razem z jonami poruszają się elektrony, o temperaturze w pobliżu Ziemi 2 x105 K i jest nieco wyższa od temperatury jonów 5 x104 K, gdyż elektrony lepiej przewodzą ciepło. W formie wiatru słonecznego Słońce traci rocznie masę 74 x1015 kg czyli około 4 x10-14 M0 / rok. Wiatr słoneczny unosi ze sobą linie pola magnetycznego Słońca. Linie te, po opuszczeniu Słońca tworzą rodzaj spirali i w okolicach Ziemi tworzą kąt 45 z linią Ziemia - Słońce, po spotkaniu z polem magnetycznym planet, współtworzą magnetosferę.

SŁOŃCE - ZIEMIA.
Związek Ziemi ze Słońcem jest wielopłaszczyznowy i dla Ziemi ma znaczenie pierwszorzędne. Tematu tego nie będę rozwijał szczegółowo, wypunktuję tylko te związki w krótkich zdaniach. Po pierwsze siły grawitacyjne Słońca sprawiają, że istnieje nasz Układ Planetarny, w tym Ziemia, która porusza się po swojej orbicie wokół Słońca, w tak szczęśliwie wybranej przez Opatrzność, odległości, że z tej olbrzymiej ilości energii, jaką wyrzuca z siebie Słońce, bardzo mały jej ułamek wystarcza, aby na Ziemi podtrzymywać życie biologiczne. To dzięki światłu słonecznemu, otrzymujemy ciepło i zachodzi fotosynteza, w wyniku tego rozwija się życie biologiczne w olbrzymiej ilości form. Paliwa kopalne to też energia słoneczna, którą otrzymała Ziemia wiele milionów lat temu. Inne zjawiska fizyczne które obserwujemy na Ziemi, a których motorem jest energia słoneczna są pływy oceanów i lądów. W wyniku szczególnego położenia osi obrotu naszego Globu, w stosunku do płaszczyzny orbity okołosłonecznej, na Ziemi istnieją strefy klimatyczne i pory roku, z czym związane są zjawiska meteorologiczne, pojmowane jako wymiana energii pomiędzy strefami. Omawiane dotychczas związki są niezależne od cykliczności zmian aktywności słonecznej, a istnieją bardzo poważne przesłanki, że takie zależności istnieją. Prowadzi się badania naukowe nad wpływem zmian aktywności słonecznej na życie biologiczne, zmian zachowaq społecznych czy występowania wielkich epidemii chorób zakaźnych lub dużych migracji zwierząt, czy też długofalowych zmian klimatycznych. Bezspornymi zjawiskami powiązanymi z cykliczną aktywnością słoneczną a obserwowanymi na Ziemi są zorze polarne, zakłócenia w łączności radiowej, utrudnienia w transoceanicznej kablowej łączności telefonicznej, destrukcyjny wpływ na pracę linii przesyłowych energii elektrycznej, oraz na pracę satelitarnych stacji badawczych. Wszechstronne obserwacje i badania Słońca prowadzone przez profesjonalne obserwatoria astronomiczne jak i obserwacje jakie prowadzą członkowie naszego Towarzystwa i jemu podobne, zrzeszające astronomów amatorów, prowadzą do lepszego poznania budowy jak i zmian jakie cyklicznie zachodzą na naszej najbliższej gwieździe. Jednocześnie prowadzone na szeroką skalę obserwacje zmian zachodzących na Ziemi, skorelowanych, ze zmianami zachodzącymi na Słońcu, umożliwi dokładnie określenie i opisanie tych zależności.

Przydatna praca?
Przydatna praca? tak nie 103
głosów
Poleć znajomym

Serwis Sciaga.pl nie odpowiada za treści umieszczanych tekstów, grafik oraz komentarzy pochodzących od użytkowników serwisu.

Zgłoś naruszenie