Saules elektromagnētiskais lauks. Saules izsekošanas ierīces

Apvienojot tiešo novērošanu ar datorsimulācijām, NASA heliofiziķi ir izveidojuši modeli plazmas kustībai saules vainagā, lai labāk izprastu saules magnētiskā lauka būtību.

Saules virsma nemitīgi redz un dejo. No tā atkāpušās plazmas strūklas ir saliektas, saputotas cilpās, savītas ciklonos un sasniedz Saules atmosfēras augšējos slāņus - koronu, kuras temperatūra ir miljoniem grādu.

Modelēšanas rezultāti. Saules magnētiskais lauks 2011. gadā ir daudz vairāk koncentrēts stabu tuvumā. Vietu ir maz. (NASA Godarda kosmosa lidojumu centra / Bridgmana attēls)

Saules magnētiskais lauks 2014. gadā kļuva neskaidrāks un nepastāvīgāks, radot apstākļus uzliesmojumiem un koronālas masas izmešanai. (NASA Godarda kosmosa lidojumu centra / Bridgmana attēls)

Saules virsma (attēls http://www.nasa.gov)

Šī mūžīgā kustība, kuru nav iespējams novērot redzamā gaismā, pirmo reizi tika pamanīta pagājušā gadsimta piecdesmitajos gados, un kopš tā laika fiziķi mēģina saprast, kāpēc tā notiek. Jau ir zināms, ka viela, no kuras sastāv Saule, pārvietojas saskaņā ar elektromagnētisma likumiem.

Pētot Saules magnētisko lauku, var labāk izprast kosmosa būtību visā Saules sistēmā: tas ietekmē gan starpplanētu magnētisko lauku, gan starojumu, pa kuru jāpārvietojas kosmosa kuģiem, gan arī kosmosa laika apstākļus uz Zemes (auroras, magnētiskās vētras utt.) atkarīgs no saules uzliesmojumiem).

Neskatoties uz daudzu gadu pētījumiem, joprojām nav galīgas izpratnes par saules magnētiskā lauka būtību. Tiek uzskatīts, ka tas rodas no uzlādētu daļiņu kustības, kas pārvietojas pa sarežģītiem ceļiem Saules rotācijas (Saules dinamo) un termiskās konvekcijas dēļ, ko atbalsta siltums no kodoltermiskās kodolsintēzes Saules centrā. Tomēr visas procesa detaļas joprojām nav zināmas. Jo īpaši nav zināms, kur tieši rodas magnētiskais lauks: tuvu Saules virsmai, dziļi Saules iekšienē vai plašā dziļuma diapazonā.

Kā jūs varat redzēt neredzamu magnētisko lauku? Ar saules plazmas kustību. Tātad, lai uzzinātu vairāk par Saules "magnētisko dzīvi", NASA zinātnieki nolēma analizēt plazmas kustību caur tās vainagu, apvienojot datorsimulāciju rezultātus un datus, kas iegūti, novērojot reāllaikā.

Magnētiskais lauks kontrolē lādēto daļiņu, elektronu un jonu, kas veido plazmu, kustību. Iegūtās cilpas un citas plazmas struktūras spilgti spīd attēlos, kas uzņemti galējā ultravioletā diapazonā. Turklāt to pēdas uz saules virsmas vai fotosfēras var diezgan precīzi izmērīt ar instrumentu, ko sauc par magnetogrāfu, kas mēra magnētisko lauku stiprumu un virzienu.

Novērošanas rezultāti, kas apraksta magnētiskā lauka stiprumu un virzienu, pēc tam tiek apvienoti ar kustīgas saules plazmas modeli magnētiskajā laukā. Kopā viņi dod labu priekšstatu par to, kā izskatās magnētiskais lauks saules vainagā un kā tas tur svārstās.

Maksimālās Saules aktivitātes periodos magnētiskajam laukam ir ļoti sarežģīta forma ar lielu skaitu mazu struktūru visur, kas pārstāv aktīvos reģionus. Pie minimālās saules aktivitātes lauks ir vājāks un koncentrēts uz poliem. Tiek veidota ļoti gluda tekstūra bez plankumiem.

Pamatojoties uz NASA materiāliem
Tur jūs varat arī skatīties animāciju, pamatojoties uz simulācijas rezultātiem.

L. ŠIRŠHOVS, Augstas enerģijas fizikas institūta pētnieks.

Saules vējš (uzlādētu daļiņu straume) plūst ap Zemi un mijiedarbojas ar tās magnētisko lauku, radot trieciena vilni desmit Zemes rādiusu attālumā no planētas.

Saules magnētiskā lauka struktūra ekliptikas plaknē. Lauks ir sadalīts vairākos sektoros, kuros tas ir vērsts vai nu pret zvaigzni, vai prom no tās.

Saules magnētiskā lauka sadalījums kosmosā. Lauks gigantiskā burbulī aptver visu Saules sistēmu; tā robežu sauc par heliopauzi. Saules rotācijas dēļ magnētiskais lauks izpaužas kā Arhimēda spirāles forma. Šī līkne ir aprakstīta pa punktiem

Saules vējš (uzlādētu daļiņu straume) plūst ap Zemi un mijiedarbojas ar tās magnētisko lauku, radot trieciena vilni desmit Zemes rādiusu attālumā no planētas.

Jaunā gadsimta pašā sākumā mūsu gaisma, Saule, mainīja magnētiskā lauka virzienu uz pretējo. Magnētisko stabu maiņu (reversu) reģistrēja NASA (Nacionālās aeronautikas un kosmosa pārvaldes) speciālisti, kuri uzrauga Saules uzvedību. 15. februārī publicētajā rakstā "Saule ir apgriezusies" atzīmēts, ka tā magnētiskais ziemeļpols, kas ziemeļu puslodē atradās tikai pirms dažiem mēnešiem, tagad atrodas dienvidos.

Šāds pasākums nebūt nav unikāls. Pilnīgs 22 gadu magnētiskais cikls ir saistīts ar 11 gadu Saules ciklu, un stabu pagriešana notiek tā maksimuma pārejas laikā. Saules magnētiskie stabi tagad paliks savās jaunajās vietās līdz nākamajai pārejai, kas notiek ar pulksteņa modeļa regularitāti. Gan otrādi, gan saules aktivitātes cikliskuma cēloņi ir noslēpumaini. Arī ģeomagnētiskais lauks ir vairākkārt mainījis virzienu, bet pēdējo reizi tas notika pirms 740 tūkstošiem gadu. Daži pētnieki uzskata, ka mūsu planēta jau ir nokavējusi magnētisko polu apgriešanās brīdi, taču neviens nevar precīzi paredzēt, kad tas notiks tagad.

Lai gan Saules un Zemes magnētiskie lauki izturas atšķirīgi, tiem ir arī līdzības. Minimālās Saules aktivitātes laikā zvaigznes magnētiskais lauks, tāpat kā mūsu planētas ģeomagnētiskais lauks, tiek virzīts gar meridiānu, tā spēka līnijas ir koncentrētas uz stabiem un tiek retinātas ekvatorā. Šādu lauku sauc par dipolu - nosaukums atspoguļo divu stabu klātbūtni. Saules magnētiskais lauks ir aptuveni 50 gauss, un Zemes magnētiskais lauks ir 100 reizes vājāks.

Palielinoties saules aktivitātei un palielinoties saules plankumu skaitam uz Saules virsmas, mūsu zvaigznes magnētiskais lauks sāk mainīties. Magnētiskās indukcijas plūsmas ir slēgtas saules plankumos, un lauka lielums šajās zonās palielinās simtiem reižu. Kā atzīmē Māršala Kosmosa lidojumu centra Saules fiziķis Deivids Hatavejs, "meridiāna straumes uz Saules virsmas uztver un pārnēsā saules plankumu magnētiskos plūsmas no vidējiem platuma grādiem uz stabiem, un dipola lauks nepārtraukti vājinās". Izmantojot datus, ko astronomi apkopojuši ASV Nacionālajā observatorijā Kītā Pīkā, tas katru dienu reģistrē Saules vidējo magnētisko lauku kā platuma un laika funkciju no 1975. gada līdz mūsdienām. Rezultāts ir sava veida maršruta karte, kas reģistrē magnētisko plūsmu uzvedību uz Saules virsmas.

"Saules dinamo" modelī (http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/dynamo.htm) tiek pieņemts, ka mūsu gaismas ķermenis darbojas kā līdzstrāvas ģenerators, kas darbojas galvenokārt konvekcijas zonā. Magnētiskos laukus rada elektriskās strāvas, kas rodas, pārvietojoties karsto jonizēto gāzu plūsmām. Mēs novērojam vairākas plūsmas attiecībā pret saules virsmu, kuras visas var radīt augstas intensitātes magnētiskos laukus. Meridiāna strāva uz Saules virsmas nes lielas masas no ekvatora uz poliem (75% Saules masas ir ūdeņradis, apmēram 25% ir hēlijs un citu elementu daļa ir mazāka par 0,1%). Polos šīs plūsmas nonāk spīdumā un veido vielas iekšējo pretstrāvu. Sakarā ar šo uzlādētās plazmas cirkulāciju darbojas saules magnētiskās līdzstrāvas ģenerators. Uz Saules virsmas plūsmas ātrums gar meridiānu ir aptuveni 20 metri sekundē. Saules dziļumos matērijas blīvums ir daudz lielāks, un tāpēc reversās plūsmas ātrums tiek samazināts līdz 1-2 metriem sekundē. Šī lēna strāva apmēram divdesmit gadus nes materiālu no poliem līdz ekvatoram.

"Saules dinamo" teorija tiek izstrādāta, un tai ir vajadzīgi jauni eksperimentāli dati. Līdz šim pētnieki nekad nav tieši novērojuši Saules magnētiskās polaritātes maiņas brīdi. Mūsdienās kosmosa kuģis Ulysses var dot iespēju zinātniekiem pārbaudīt teorētiskos modeļus un iegūt unikālu informāciju.

Uliss ir Eiropas Kosmosa aģentūras un NASA starptautiskās sadarbības rezultāts. Tas tika palaists 1990. gadā, lai novērotu Saules sistēmu virs planētu orbītas plaknes. Apgājis saules dienvidu polu, viņš tagad atgriežas, lai nokristu uz sava ziemeļu pola un nokļūtu jauna informācija... Kuģis pārlidoja pāri saules stabiem 1994. un 1996. gadā zemas Saules aktivitātes laikā un veica vairākus svarīgus atklājumus par kosmiskajiem stariem un Saules vēju. Šī skauta pēdējā misija būs Saules izpēte maksimālās aktivitātes periodā, kas sniegs datus par visu Saules ciklu. Informācija par saules kosmosa kuģi Ulysses ir sniegta vietnē http://ulysses.jpl.nasa.gov.

Pašreizējās izmaiņas neaprobežojas tikai ar kosmosa reģionu pie mūsu zvaigznes. Saules magnētiskais lauks ierobežo mūsu Saules sistēmu ar milzīgu "burbuli", kas veido tā saukto heliosfēru. Tas sniedzas no 50 līdz 100 astronomiskām vienībām (1 AU \u003d 149 597 871 km, vidējais attālums no Zemes līdz Saulei) aiz Plutona orbītas. Viss, kas atrodas šajā sfērā, tiek uzskatīts par Saules sistēmu, un pēc tam - starpzvaigžņu telpa.

"Signālu par to, ka Saules magnētiskais lauks ir apgriezts, caur heliosfēru pārraida Saules vējš," skaidro vēl viens Māršala Kosmosa lidojumu centra astrofiziķis Stīvs Suess. "Ir vajadzīgs apmēram gads, līdz šī ziņa no Saules virzās uz ārējo heliosfēru. Saulei rotējot , veicot vienu apgriezienu ik pēc 27 dienām, magnētiskajiem laukiem, kas atrodas ārpus gaismas, ir Archimedes spirāles forma. To sarežģītā forma neļauj mums iepriekš detalizēti novērtēt magnētiskā lauka maiņas ietekmi uz heliosfēras uzvedību. "

Zemes magnetosfēra aizsargā planētas iedzīvotājus no Saules vēja. Saules uzliesmojumus pavada magnētiskās vētras un aurora borealis, ko var novērot Aļaskā, Kanādā, Norvēģijā un mūsu valsts ziemeļu teritorijās. Bet pastāv citas, mazāk acīmredzamas saiknes starp Saules aktivitāti un procesiem uz planētas. Jo īpaši tika atzīmēts, ka Zemes seismiskums palielinās, pārejot uz Saules aktivitātes maksimumu, un tika izveidota saikne starp spēcīgām zemestrīcēm un Saules vēja īpašībām. Varbūt šie apstākļi izskaidro katastrofālo zemestrīču virkni, kas notika Indijā, Indonēzijā un Salvadorā pēc jaunā gadsimta.

Magnētiskais lauks mūsdienu idejas veidojas Saules iekšpusē tās konvekcijas zonā, kas atrodas tieši zem Saules virsmas (fotosfēra). Magnētiskā lauka loma uz Saules notiekošo procesu dinamikā ir milzīga. Acīmredzot tas ir visu aktīvo parādību, kas notiek Saules atmosfērā, atslēga, ieskaitot Saules uzliesmojumus. Mēs varam teikt, ka, ja Saulei nebūtu magnētiskā lauka, tad tā būtu ārkārtīgi garlaicīga zvaigzne.

Daudzi objekti, kas novēroti uz Saules, par savu izcelsmi ir parādā arī magnētisko lauku. Piemēram, saules plankumi ir vietas, kur milzu magnētiskās cilpas, kas rodas no saules iekšpuses, iekļūst saules virsmā. Šī iemesla dēļ saules plankumu grupas parasti sastāv no diviem atšķirīgas magnētiskās polaritātes reģioniem - ziemeļiem un dienvidiem. Šīs divas zonas atbilst peldošās magnētiskās caurules pretējām pamatnēm. Saules cikls ir arī magnētiskā lauka ciklisko izmaiņu rezultāts, kas notiek Saules interjerā. Izcēlumus, kas, šķiet, peld tukšumā virs Saules virsmas, faktiski atbalsta magnētiskā lauka līnijas, ar kurām tās iekļūst. Visbeidzot, daudzi koronā novērotie objekti, jo īpaši straumi un cilpas, vienkārši pēc formas atkārto apkārtējo magnētisko lauku topoloģiju.

Magnētisko lauku mērījumi

Magnētiskais lauks ietekmē tajā iekrītošo lādēto daļiņu kustību. Šī iemesla dēļ elektroni, kas veido jebkuru atomu, kas rotē ap kodolu vienā virzienā, trāpot magnētiskajā laukā, palielinās viņu enerģiju, savukārt elektroni, kas rotē otrā virzienā, samazinās viņu enerģiju. Šis efekts (Zēmana efekts) noved pie atoma emisijas līniju sadalīšanas vairākos komponentos. Šī sadalījuma mērīšana ļauj noteikt magnētiskā lauka lielumu un virzienu uz objektiem, kas atrodas tālu no mums un nav pieejami tiešai izpētei, piemēram, Saulei. Mūsdienu metodes Mērījumi ļauj ar augstu precizitāti noteikt lauku uz Saules virsmas, taču bieži vien ir bezspēcīgi, mērot trīsdimensiju lauku Saules vainagā. Šajā gadījumā tiek izmantotas īpašas matemātiskas metodes, lai no virsmas mērījumiem rekonstruētu pilnīgu lauka trīsdimensiju ainu.

Laika prognoze kosmosā

Izpratne par saules magnētiskā lauka dabu un tā uzvedību ļaus ticamāk prognozēt laika apstākļus kosmosā. Pašlaik ir dažas netiešas norādes, ka aktīvajā reģionā var notikt uzliesmojums. Tomēr ilgtermiņa prognozes, piemēram, nākotnes Saules cikla ilguma prognozēšana, joprojām ir ārkārtīgi neprecīzas un balstās nevis uz stingriem fiziskiem modeļiem, bet gan uz dažāda veida empīrisko atkarību meklēšanu. Neskatoties uz to, mēs ceram, ka tuvākajā nākotnē mēs spēsim pietiekami labi izprast Sauli, lai modelētu tās turpmāko darbību un prognozētu laika apstākļus kosmosā tāpat, kā tagad tiek prognozēts laiks uz Zemes.

Saules plankumi sniedz mums ilustratīvākos piemērus par nestacionāriem procesiem uz Saules. Pirmkārt, tā ir viņu strauja attīstība. Dažreiz pietiek ar divām vai trim dienām, lai fotosfērā "tīrā" vietā izveidotos liels saules plankums vai liela saules plankumu grupa. Tomēr viņu attīstība parasti notiek lēnāk un notiek lielas grupas maksimumu sasniedz 2-3 nedēļu laikā. Nelieli plankumi un grupas parādās un pazūd nedēļas laikā, savukārt lielie pastāv vairākus mēnešus. Ir zināma viena vieta, kas pastāvēja 1,5 gadus. Kad parādās plankums, kad tā penumbra vēl ir maza, tajā ir redzama tā pati fotosfēras granulācija (Hansky, Thyssen), kas plkst. turpmāka attīstība iegūst šķiedru izskatu; šķiedras ir daudz stabilākas nekā granulas. Kad regulāras formas noapaļots plankums tuvojas Saules malai, mēs to novērojam projekcijā, un tā diametrs Saules diska rādiusa virzienā ir ievērojami samazināts (proporcionāli; skat. 8. attēlu). Šajā gadījumā bieži tiek novērots tā sauktais Vilsona efekts, kas sastāv no tā, ka plankuma pussala no diska malas puses ir skaidri redzama, un no sāniem, kas vērsta uz diska centru, tas ir stipri samazināts. Šī parādība ļauj ģeometriski asimilēt saules plankumu milzīgai ieplakai ar koniski konusveida sienām. Bet ne visi plankumi to atklāj.

Parasti saules plankumu grupa tiek izstiepta gar heliogrāfisko garumu (izņēmuma gadījumos - līdz 20 ° un vairāk). Tajā pašā laikā grupā bieži tiek ieskicēti divi lielākie saules plankumi ar atsevišķām mēbelēm, kuriem ir nedaudz atšķirīgas kustības uz Saules virsmas Austrumu plankumu sauc par vadošo, rietumu - par nākamo. Šāda tieksme veidoties pāros bieži tiek novērota atsevišķos saules plankumos, kas neveido grupas ar lielu skaitu mazu satelītu saules plankumu.

Attēls: 38. Plankumu virpuļveida struktūra bipolārajā grupā. Virpuļu virzieni ir pretēji. (Spektrogramma Na staros)

Radiālo ātrumu novērojumi pa dažādām spektra līnijām dažādās saules plankuma vietās un no dažādiem skata leņķiem uz to parāda spēcīgu (līdz 3 km / s) kustību klātbūtni saules plankuma pussalā - vielas izplatīšanos tās dziļajās daļās un vielas ieplūšanu uz augšu lielā augstumā. Pēdējo apstiprina virpuļu struktūra, kas redzama virs stariem esošo spektroheliogrammu plankumiem. Šo virpuļu virzieni ir pretēji Saules dienvidu un ziemeļu puslodēs un atsevišķos punktos norāda vielas ieplūdi atbilstoši tam, kā to vajadzētu novirzīt Koriolisa spēkam.

Parasti sistemātiskas kustības pie penumbra ārējās malas vairs netiek novērotas.

Kā minēts iepriekš, saules plankumiem ir spēcīgs magnētiskais lauks. Parasti ir 1000–2000 Oe intensitāte, un vienā grupā 1942. gada februāra beigās tika mērīta 5100 Oe intensitāte. vai uz leju), un, pārvietojoties uz saules plankuma perifēriju, viņi arvien vairāk novirzās no normālā uz virsmu līdz pat gandrīz 90 ° pussalas malā. Šajā gadījumā magnētiskā lauka stiprums samazinās no maksimuma līdz gandrīz nullei.

Attēls: 39. Saules plankumu vidējā platuma un magnētiskās polaritātes izmaiņas secīgos Saules aktivitātes ciklos

Jo lielāka vieta, jo parasti tās magnētiskais lauks ir spēcīgāks, bet, kad liela vieta, sasniedzot maksimālo lielumu, sāk samazināties, tās magnētiskā lauka stiprums paliek nemainīgs, un kopējā magnētiskā plūsma samazinās proporcionāli vietas laukumam. To var interpretēt tā, it kā plankums tikai veicinātu magnētiskā lauka noņemšanu ārpusē, kas ilgu laiku pastāv zem virsmas. Pateikto apstiprina arī fakts, ka bieži magnētiskais lauks nepazūd pēc plankuma pazušanas, bet turpina pastāvēt tur un atkal pastiprinās līdz ar plankuma jauno parādīšanos tajā pašā reģionā. Pastāvīgu uzliesmojuma lauku klātbūtne šeit liecina, ka šajās vietās ir stabilas aktīvās zonas.

Grupās ar diviem lieliem plankumiem vadošajiem un nākamajiem plankumiem ir pretēja magnētiskā polaritāte (38. un 39. att.), Kas attaisno šādu grupu nosaukumu - bipolāri, atšķirībā no vienpolu grupām, kurās ietilpst atsevišķi plankumi. Ir sarežģītas grupas, kurās jebkuras polaritātes plankumi tiek nejauši sajaukti. Katrā saules aktivitātes ciklā vadošo un nākamo plankumu polaritātes ziemeļu un dienvidu puslodēs ir pretējas viena otrai.

Tātad, ja Saules ziemeļu puslodē vadošā saules plankuma polaritāte ir uz ziemeļiem (N) un nākamā ir uz dienvidiem (S), tad tajā pašā laikā dienvidu puslodē vadošā saules plankuma polaritāte ir S un nākamā ir N. Tajos retajos saules plankumos, kurus šķērso ekvators , ziemeļu un dienvidu pusi polaritāte ir pretēja. Bet, beidzoties Saules aktivitātes ciklam, kad tā minimums pāriet katrā puslodē, magnētiskās polaritātes sadalījums bipolārās grupas saules plankumos mainās uz tādu, kāds bija iepriekšējā ciklā pretējā puslodē. Šis svarīgs fakts to uzstādīja Halijs un līdzstrādnieki 1913. gadā.

Lai arī Saules lokālie magnētiskie lauki ir ļoti spēcīgi, tā vispārējais magnētiskais lauks ir ļoti vājš un tikai ar grūtībām izceļas uz vietējo lauku fona tikai saules plankumu minimumu gados. Turklāt tas ir nepastāvīgs. 1953.-1957. Gadā tā intensitāte atbilda dipolam ar 1 G indukciju, zīme bija pretēja Zemes magnētiskā lauka zīmei, un dipola ass sakrita ar rotācijas asi. 1957. gadā lauka zīme Saules dienvidu polārajos apgabalos mainījās pretēji, bet 1958. gada beigās - ziemeļos. Pēdējās izmaiņas lauka zīmē tika novērotas 1970.-1971.

Plankumu magnētiskās polaritātes izmaiņas līdz ar Saules cikla beigām nav vienīgā cikla beigu pazīme. Saules plankumi reti veidojas tālu no ekvatora. Viņu vēlamā zona atrodas heliogrāfiskajos platumos no 1-2 ° līdz 30 ° abās puslodēs. Pašā ekvatorā plankumi ir reti, kā arī platuma grādos virs 30 °. Bet šai bildei ir laika izmaiņas īpatnība: jaunā cikla pirmie punkti (pēc iedomātā) parādās tālu no ekvatora (piemēram, plankums с tika ierakstīts 1914. gada 15. martā, no 1943. gada maija un no 1954. gada oktobra), kamēr izejošā cikla pēdējie punkti joprojām tiek novēroti pie ekvatora. Cikla ziedēšanas laikā, netālu no tā maksimuma, saules plankumus var atrast visos heliogrāfiskajos platumos starp - 45 ° un + 45 ° (saules plankumu grupa ir pazīstama pat ar + 50 ° platumu, kas novērota 1957. gada jūnijā maksimālās Saules aktivitātes laikā), bet galvenokārt starp 5 un 20 °. Tādējādi vidējais saules plankumu heliogrāfiskais platums vienmērīgi samazinās, attīstoties 11 gadu saules aktivitātes ciklam, un arvien jaunāki saules plankumi parādās arvien tuvāk ekvatoram (39. attēls). Pirmo reizi šo modeli 1858. gadā izveidoja Karingtons, un to dažreiz sauc par Spērera likumu (lai gan pēdējais to izveidoja 10 gadus vēlāk).

Tādējādi, ja ar periodu mēs domājam laika periodu, kurā visas īpašības mainās un atgriežas sākotnējā stāvoklī, tad patiesais Saules aktivitātes periods nav 11 gadi, bet gan 22 gadi. Interesanti, ka dažāda maksimālā augstuma maiņa ciklā apstiprina arī 22 gadu periodiskumu. Tiek plānots arī 80 gadu saules aktivitātes cikls. Dažiem iekšēju iemeslu dēļ Saules aktivitāte ir ļoti atšķirīga ar raksturīgo laiku apmēram gadsimtu.

Tātad laikā no 1645. līdz 1715. gadam. uz saules gandrīz nebija saules plankumu, un grupa parādījās tikai vienu reizi. Tas ir tā sauktais Maunder minimums. Vēl viens minimums, Spöhrer minimums, bija no 1410. līdz 1510. gadam. Gluži pretēji, viduslaiku augstie laiki starp 1120. un 1280. gadu. bija ļoti enerģisks, līdzīgs tam, ko mēs tagad piedzīvojam. Aprakstītajām variācijām pievienojās vidējās gada temperatūras svārstības Anglijā 1 ° C robežās.

Per pēdējie gadi teorija par saules uzbūvi un parādībām uz tās ir ļoti pavirzījusies uz priekšu. Jo īpaši, pamatojoties uz laboratorijas eksperimentiem ar plazmu, viņi nonāca pie secinājuma, ka magnētiskie lauki uz Saules spēlē ļoti liela loma uz tā novērotajās parādībās.

Kodolreakcijas notiek Saules kodolā, kur temperatūra ir diezgan augsta - 16 miljoni grādu. Šīs zonas rādiuss, kur kodolreakcijās rodas enerģija, acīmredzot ir aptuveni 200 000 km. Attālumā no Saules centra temperatūra strauji pazeminās - par 20 ° uz katru kilometru. Šajā reģionā starojuma enerģija tiek pārnesta ar starojumu. Pirms desmitdaļas rādiusa nokļūšanas fotosfērā temperatūra pazeminās lēnāk, un konvekcija piedalās enerģijas pārnešanā karstu gāzu vertikāla pieauguma un aukstu gāzu krituma formā. Notiek vielas sajaukšanās, kas tomēr dažādos virzienos ir nevienmērīga.

Fotosfērā ūdeņraža atomi lielākoties ir neitrāli, hromosfērā, kas ir pārejas slānis, tie jonizējas un koronā notiek pilnīga jonizācija. Fotosfēras biezums ir tikai 200-300 km, tas ir, apmēram V300 Saules rādiusa. Tādējādi Saules atmosfēra sastāv no plazmas - jonu un brīvo elektronu maisījuma. Hromosfēra, kas ir simtiem tūkstošu reižu mazāk blīva nekā fotosfēra, pāriet uz vainagu. Apstarojot ar fotosfēras izstaroto enerģiju, tās temperatūrā 6000 ° termometrs hromosfērā rādītu 5000 °, bet vēl mazāk - koronā. Rifificētas gāzes daļiņas no hromosfēras un vainaga sita pret termometru tik reti, ka nespēja to sasildīt. Tomēr daļiņu kustības ātrumi hromosfērā un koronā ir ļoti lieli. Ir zināms, ka gāzes temperatūru var izmērīt ar tās daļiņu kinētisko enerģiju. Šī ir tā sauktā kinētiskā temperatūra. Fotosfērā radiācijas temperatūra un kinētiskā temperatūra atbilst viena otrai, bet hromosfērā un koronā tās krasi atšķiras - hromosfērā kinētiskā temperatūra ir desmitiem tūkstošu grādu, bet vainagā - aptuveni miljons grādu.

Hromosfēras "sildīšana" notiek tajā izplatīto viļņu enerģijas dēļ, ko rada granulu kustība fotosfērā. Koronā, kas stiepjas līdz 10 saules rādiusiem, atomu skaits 1 cm 3 ir 100 miljardus reižu mazāks nekā molekulu skaits 1 cm 3 gaisā pie Zemes virsmas. Tajā pašā blīvumā kā gaiss vainagā būtu pietiekami daudz vielas Sauli ieskaujošajam slānim, kura biezums būtu tikai daži milimetri. Galvenais "tajā rodas Saules radio emisija". Ar tādu pašu intensitāti kā vainags, tāda paša izmēra apsildāms ķermenis izstarotu miljona grādu temperatūrā, un ir nepieciešama šāda kinētiskā temperatūra, kā mēs redzējām, un koronijas spektrā tiek novērotas daudzkārtīgi jonizētu metālu spilgtās līnijas.

Pētījums par magnētiskā lauka un plazmas mijiedarbību parādīja, ka kustība pa magnētiskā lauka spēka līnijām neietekmē plazmu kopumā. Kad elektriski uzlādētas daļiņas pārvietojas pa lauka līnijām (t.i., kad strāva plūst), rodas papildu magnētiskais lauks. Šo magnētisko lauku pievienošana izraisa spēka līniju izliekumu un pagarinājumu pēc vielas kustības. Tikmēr magnētiskajām spēka līnijām ir spriedze, kas mēdz tās iztaisnot. Tas rada magnētisko spiedienu, un lauks, neļaujot plazmai šķērsot spēka līnijas, to palēnina un pat var vilkt, ja lauks ir spēcīgs. Ja tas ir vājš, tad plazma pārvieto spēka līnijas kopā ar to. Tātad visos gadījumos mēs varam teikt, ka spēka līnijas it kā ir "iesaldētas" plazmā.

Šī informācija, kā arī regulārie magnētiskā lauka stipruma mērījumi dažādās Saules vietās ļāva tuvoties daudzu uz tā esošo parādību skaidrojumam.

Saules vispārējais magnētiskais lauks ir ļoti vājš, taču šķiet, ka tam ir liela loma. Koronijas stari, it īpaši Saules polārajos apgabalos, atrodas kā spēka līnijas, kas iziet un nonāk pie magnetizētas bumbas poliem. Ļoti svarīga ir arī lauka virziena maiņa katrā Saules puslodē no viena Saules cikla uz nākamo. Šo izmaiņu iemesls vēl nav skaidrs, taču ir zināmas zvaigznes ar ļoti spēcīgu magnētisko lauku, kurā periodiski mainās arī lauka polaritāte.

Kad Saule griežas, visātrākie (ekvatoriālie) slāņi nes gar Saules vāja vispārējā lauka spēka līnijām, kas tajos ir "iesaldēti". Šīs līnijas trīs gadu laikā sešas reizes izstiepjas zem fotosfēras un vēja ap Sauli, veidojot stingru spirāli. Ja spēka līnijas atrodas tuvāk viena otrai, tad tas nozīmē, ka ir palielinājies Saules kopējais (un šeit sagrozītais) magnētiskais lauks.

Tuvāk poliem no fotosfēras uz augšu parādās vispārējā lauka spēka līnijas, un tāpēc lauks šeit netiek pastiprināts. Tomēr pašā ekvatorā, kur rotācijas leņķa ātrums noteiktā zonā maz mainās, lauks arī nepalielinās, un platuma grādos + 30 °, kur rotācijas ātrums mainās visstraujāk, lauka uzlabojums ir maksimāls. Tātad zem fotosfēras veidojas kondensētu lauka līniju cauruļu līdzība. Gāzes spiediens tajos tiek pievienots magnētiskā lauka spiedienam perpendikulāri tā līnijām. "Caurulē" esošā gāze izplešas un kļūst it kā vieglāka un var "peldēt" uz augšu. Šajā vietā, kur tā tuvojas virsmai, uz Saules tiek novērots magnētiskā lauka pieaugums, un pēc tam parādās lāpas un aiz tās lāpu lauks. Viņu karstās gāzes paceļas augstāk nekā blakus esošās fotosfēras vietas, jo vājais magnētiskais lauks ap tiem mazina nelielas turbulenciskas kustības, kas mēdz palēnināt karstās izplūstošās gāzes plūsmu. Apkure notiek arī virs lāpām hromosfērā, un parādās karstas flokulas. Visbeidzot, virs vainaga flokuliem sākas spilgtāks spīdums. Tā attīstās Saules aktīvais reģions. Uzkāpjot uz virsmas un šķērsojot to, caurule ar kondensētām spēka līnijām veido lokālu magnētiskā lauka pastiprinājumu un parādās saules plankumi. Viņus zema temperatūra sakarā ar to, ka ļoti spēcīgs magnētiskais lauks šajā reģionā nomāc ne tikai turbulenci, bet arī spēcīgas konvekcijas kustības. Tāpēc šeit karsto gāzu ieplūde no apakšas apstājas, savukārt ap plankumu lāpu un flokulu zonā tiek uzlabota konvekcija ar vāju magnētisko lauku, jo tas nomāc vāju turbulenci un tur tiek atvieglota karsto gāzu ieplūde no apakšas. Ir skaidrs, ka izliektās caurules krustojums ar šo virsmu divās vietās izraisa pretēju magnētisko polaritāti pie diviem galvenajiem punktiem. Caurules izeja no fotosfēras un tās līniju izkliede noved pie divu galveno plankumu sadrumstalotības un pazušanas, kas veidojas, plūsmas caurulei krustojoties ar Saules virsmu. Caurules spēka līniju izeja retinātajā hromosfērā un koronā, kur gāzes spiediens ir mazāks par magnētiskā lauka spiedienu, noved pie tā, ka līnijas atšķiras, veidojot cilpas un lokus.

Pamazām darbības zonas ar magnētiskajām caurulēm, kas tās rada austrumu daļā, veido plankumus, kuru polaritāte ir pretēja tai, kas bija cikla sākumā šajā Saules polā. Tas vispirms izraisa bijušā vispārējā magnētiskā lauka neitralizāciju un pēc tam trīs gadus pirms 11 gadu Saules aktivitātes cikla beigām rada vispārēju pretējas polaritātes lauku.

Pēc 11 gadiem tiek atjaunota agrākā vispārējā lauka polaritātes aina.

Tādējādi galvenajās kontūrās acīmredzot tiek iegūts pareizs (Babkoka sniegtais) skaidrojums - Saules aktivitātes 22 gadu periodiskums.

Hromosfēras uzliesmojumi uz Saules tiek veidoti netālu no magnētisko lauku neitrāliem punktiem aktīvajos reģionos, kur lauka spriegums strauji palielinās, attālinoties no šiem punktiem. Šeit notiek ārkārtīgi ātra magnētiskā lauka saspiešana kopā ar plazmu, kurā tā ir "sasalusi", un magnētiskā lauka enerģija tiek pārveidota par gāzes starojumu. Plazma tiek saspiesta plānā pavedienā, un tās temperatūra strauji paaugstinās - līdz pat vairākiem desmitiem tūkstošu grādu. Hromosfēras blīvums šeit dažu minūšu laikā palielinās simtiem tūkstošu reižu.

Papildus milzīgam temperatūras pieaugumam un līdz ar to arī radiācijai, īpaši ultravioletajiem un rentgena stariem, hromosfēras uzliesmojums sastāv arī no tā sauktā radio emisijas plīšanas. Pie metru viļņiem pēdējais tiek pastiprināts līdz pat desmitiem miljonu reižu.

Šīs radioviļņu avots pārvietojas no hromosfēras uz vainagu ar ātrumu aptuveni 1000 km / sek. Iespējams, tas rodas uzliesmojuma radīto kosmisko staru emisijas un plazmas bombardēšanas rezultātā ar šiem stariem, kas izraisa plazmas svārstības, radot radio emisijas sprādzienu.

Koronā novērotos starus acīmredzot rada šīs strauju, elektriski uzlādētu daļiņu plūsmas, velkot magnētiskā lauka spēka līnijas. Gan šis lauks, gan vainagu plazma palēnina daļiņu plūsmu, bet daži no tiem aizbēg no Saules atmosfēras un, iekrītot Zemes atmosfērā, rada auroru. Saules magnētiskā lauka attēla maiņa no minimālās tā aktivitātes līdz maksimālajai nosaka koronijas formas izmaiņas, par kurām mēs jau runājām.

Daudzus izcēlumus, piemēram, koronāros starus, izraisa gāzes kustība pa spēka līnijām, tāpēc, piemēram, tie tiek izmesti pa loka trajektoriju un "velmēti" atpakaļ uz Saules virsmas. Acīmredzot izcēlumi galvenokārt atrodas magnētiskā lauka vienmērīgu izmaiņu zonās. Izcēlumu luminiscences parādīšanās pēkšņi augšpusē, un tad to kustība tikai uz leju, acīmredzot, ir saistīta ar procesiem, kas līdzīgi tiem, kas dod hromosfēras uzliesmojumus, bet mazāk asi. Magnētiskā lauka saspiešana noved pie relatīvi aukstās gāzes saspiešanas, tās blīvuma palielināšanās un mirdzuma.

Šīs ir galvenās iezīmes mūsdienu, galvenokārt gāzes magnētiskajā, saules parādību teorijā.