Взрывы
Какие характеристики имеют вспышки на Солнце и как возникают? Коротко: это очень мощный взрыв на главном светиле. Благодаря ему быстро высвобождается огромнейшее количество энергии, которое накопилось солнечной атмосфере. Как известно, объем этой атмосферы ограничен. Наиболее часто вспышки возникают в областях, считающихся нейтральными. Они расположены между большими биполярными пятнами.
Как правило, вспышки на Солнце начинают развиваться с резкого и неожиданного увеличения яркости на факельной площадке. Это область более яркой и более горячей фотосферы. После этого возникает взрыв катастрофических масштабов. Во время взрыва плазма нагревается от 40 до 100 млн К. Эти проявления можно наблюдать в многократном усилении ультрафиолетового и рентгеновского излучения коротких волн Солнца. Помимо этого, наше светило издает мощный звук и выбрасывает ускоренные корпускулы.
Атмосфера Солнца: фотосфера и хромосфера
Атмосфера — это газовая оболочка небесного тела, которая удерживается его гравитацией. Внешние слои звезд также называются атмосферой. Внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь более высокими слоями, уйти в окружающее пространство.
Атмосфера Солнца начинается на 200–300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более 1/3000 доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних ее слоях. Температура среднего слоя, к излучению которого чувствителен глаз человека, около 6000 К.
Особую роль в солнечной атмосфере играет отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. В земной природе такой ион не встречается. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы хорошо поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.
Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону. Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность — в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы — 10–15 тыс. км.
Солнечное затмение — хорошая возможность наблюдать хромосферу
Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как это происходит в микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.
Часто во время затмений или при помощи специальных приборов над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы — протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска темными, длинными и изогнутыми волокнами. Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.
характеристики
Температуры и магнитные поля
Средняя температура поверхности Солнца составляет около 5770 К, так как оно излучает почти как планковское « черное тело » при температуре излучения 6050 К. При этих температурах максимальное количество излучаемой энергии находится в диапазоне видимого света . Центральная область солнечного пятна, тень (« тень »), имеет температуру всего около 4270 К, а окружающая область — полутень (« полутень ») — около 5207 К. При этих более низких температурах интенсивность излучения в видимом свете значительно падает, в умбре примерно до 30%. Поэтому тень и полутень выглядят значительно темнее при наблюдении через солнечный фильтр или при проецировании окуляра .
Причиной охлаждения являются сильные магнитные поля, которые препятствуют конвекции и, следовательно, переносу тепла изнутри Солнца. Таким образом, в видимом свете пятна указывают на наиболее активные участки Солнца. Кроме того, при большом количестве солнечных пятен может случиться так, что две соседние, но противоположно поляризованные силовые линии магнитного поля повторно соединятся ( повторное соединение ) и высвободят высвобождаемую энергию в комнату. Вспышки — видимый вариант . Если произойдет выброс излучения в направлении Земли, это может привести к сильным возмущениям в магнитном поле Земли и даже повлиять на работу спутников или электрических систем на Земле. Кроме того, такая радиационная вспышка увеличивает вероятность полярных сияний даже в умеренных широтах.
Типичное развитие большой группы пятен (типы от A до J) по Максу Вальдмайеру, диссертация 1935 г.
С помощью измерительного прибора Солнечной и гелиосферной обсерватории можно было измерить скорость звука как в непосредственной близости от солнечных пятен, так и на глубине до 24 000 км. Причина иногда значительных отклонений до сих пор не выяснена.
В годы с уменьшенным количеством пятен солнечная радиация также уменьшается примерно на 1 ‰. Более низкая солнечная радиация на земле при минимуме пятен вызывает снижение температуры поверхности до 0,1 ° C. Более сильные климатические колебания также могут происходить на региональном уровне . Годы между 1645 и 1715 годами, минимум Маундера, в течение которого солнечных пятен не наблюдалось, совпадают с малым ледниковым периодом . Помимо снижения вулканической активности и других факторов, более низкая солнечная радиация считается причиной похолодания в то время.
Поскольку солнечная активность колеблется, меняется и ионосфера Земли. Это влияет на радиопередачу в коротковолновом диапазоне . ( См. Также: любительское радио )
Группы солнечных пятен
Пятна обычно появляются группами, но начинаются как небольшие отдельные пятна от объединения нескольких конвективных ячеек ( гранул ). Как только единичное пятно вырастает, оно становится магнитно-биполярной группой ( тип B ). Некоторые пятна растут, образуют вышеупомянутые фермы (полутень) и затем используются как тип C и тип D соответственно. Они регрессируют через несколько дней или недель ( типы H и J ). Тем не менее, некоторые из них продолжают расти и могут простираться как тип E, F или G более чем на 200 000 км. Эти гигантские группы могут сохраняться в течение нескольких месяцев и сопровождаться вспышечными извержениями . Но они возникают только в районе максимума пятен.
Пятна можно использовать для наблюдения за вращением Солнца, когда они движутся вместе с ним по поверхности. На экваторе Солнце вращается примерно на 20% быстрее с периодом обращения 25,03 дня, чем возле полюса. Это явление, известное из физики жидкостей, называется дифференциальным вращением . Однако кажущийся период обращения на солнечном экваторе для наблюдателя на Земле составляет 26,87 дня из -за вращения Земли вокруг Солнца в том же направлении и называется синодическим периодом .
Солнечные вспышки (солнечные трясения)
Что такое солнечная буря, (солнечная вспышка)? О ней пишут, о ней говорят, ее обсуждают, ее ждут. Но что это такое никто точно сказать не может.
Единственным достоверным фактом является то, что вспышки без присутствия солнечных пятен не возникают.
Во время мощной вспышки поток ультрафиолетового, рентгеновского и гамма излучения увеличивается во много тысяч раз. Радиоактивное фотонное излучение достигает Земли через восемь минут после начала вспышки. Через несколько десятков минут долетают потоки заряженных частиц, а через двое-трое суток до Земли доходят облака электронов и протонов.
Озоновый слой и вся атмосфера Земли встают на защиту от смертельных доз излучения, а геомагнитное поле – от заряженных частиц. Однако на 100% от жесткого излучения защититься не удается, поэтому угроза от солнечных вспышек существует
Вспышки могут повредить спутники, облучить космонавтов, повлиять на работу авиакомпаний и электросетей, поэтому важно их прогнозировать и понимать природу их возникновения
«Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла» .
Вспышка – это фонтан энергии, с температурой до 30 тысяч градусов. Это короткоживущий процесс, который длится около одной минуты. Эти сведения подвигают меня к мысли о солнечной молнии. Если вспышка мощная, то процесс высвечивания плазмы может продолжаться значительное время (десятки минут, иногда достигает часов). Все зависит от масштаба грандиозного явления.
Поскольку солнечные пятна – это нестабильные процессы, происходящие в фотосфере, то можно сделать предположение, что вспышка – результат нестабильных (переходных) процессов. По своей сути, солнечная вспышка – это мощнейшая молния! Что значит мощнейшая? В этот контекст я вкладываю сумму параллельно сложенных элементарных молний. Это огромный поток ионизированных частиц в едином порыве замыкается с противоположным по знаку таких же частиц, выброшенных давлением Солнца.
На самом деле все эти жгуты-проводники состоят из отдельных молний, но на общем световом фоне фотосферы мы их наблюдаем в виде оттенков более светлых тонов, пульсаций.
Магнитные линии (см. снимок ниже), по которым устремляются заряженные частицы плазмы, имеют очень малое отклонение и уходят вверх. Это говорит насколько масштабное и сильное магнитное поле солнечного пятна. На снимке видно начало зарождения вспышки на краю пятна.
В момент удара такой молнии в плазме возникает мощное давление газов, после происходит выброс коронарной плазмы и солнцетрясение.
Солнечное пятно, сфотографированное в «анфас» солнечной космической обсерваторией Hinode. Выбросы плазмы вверх по изгибающимся линиям магнитного поля.
В отличие от землетрясений, которые рождают короткие всплески волн на Земле, в недрах Солнца, благодаря солнечным молниям, создается постоянный сейсмический шум и мощные солнцетрясения. Но, поскольку солнечное вещество не твердое, а плазменное, то сейсмические волны быстро затухают.
Солнечные вспышки представляют собой уникальные по своей силе и мощности выделения тепловой, кинетической, сейсмической и световой энергии Солнца.
Есть ли опасность?
Но что будет, если на Солнце произойдет очень крупная вспышка, направленная на Землю? На самом деле на этот вопрос нет однозначного ответа. Все зависит от того, насколько крупными могут становиться солнечные пятна. Пока наука не может точно рассчитать верхний предел их размеров. Остается только оценивать статистику.
Самая крупная солнечная буря за всю историю наблюдений случилась в 1859 году. Это происшествие называют сегодня «Событие Кэррингтона». Полярные сияния наблюдались в даже в районе экватора, а в Европе и Северной Америке отказала телеграфная связь. Трудно представить, что случилось бы с нашими спутниками. Скорее всего большинство из них были бы безвозвратно потеряны.
В наши дни подобные события тоже происходят. И довольно часто. Из наиболее интересных можно вспомнить солнечную бурю, которая произошла в ноябре 2003 года. Тогда на Солнце произошли две вспышки X-класса. Обе вызвали выбросы корональной массы (облака перегретого солнечного газа), которые направились в сторону нашей планеты.
Воздействие на ее поверхность, однако, оказалось минимальным. В Швеции временно отключили электроэнергию. А антарктические ученые потеряли связь с большой Землей более чем на пять суток. Маршруты самолетов, которые пролетали над Северным полюсом, пришлось изменить. Почти все спутники, находящиеся на орбите над освещенной Солнцем стороной так или иначе пострадали. Причем некоторые из них не подлежали восстановлению. Ну и северное сияние. Оно наблюдалось до самых южных широт. Куда же без него.
Так что там с солнечным пятном AR3038? Не угрожает ли оно землянам? Нет, друзья мои. Это обычное солнечное пятно, не проявляющее никакой необычной активности. Несмотря на возможность произвести вспышку М-класса, вероятность того, что она случится, составляет всего 30%.
Не переживайте. Все будет хорошо.
Классификация
Классификация Вальдмайера
Швейцарский астроном Макс Вальдмайер (диссертация около 1935 г.) предложил разделить различные типы и размеры солнечных пятен на схему, которая также отражает развитие во времени: от маленьких отдельных пятен (тип A, см. Рисунок) до огромных. заштрихованные области (тип E и тип F) и последующая регрессия.
Маленькие пятна (A) развиваются из так называемых пор (более крупных клеток грануляции ), но часто снова исчезают через несколько часов. Если они существуют немного дольше, они становятся магнитно-биполярными (тип B или C) и иногда могут развиваться в D или E / F и сохраняться в течение нескольких недель в виде группы пятен длиной до 250 000 км. Однако обычно регресс пятен B или C идет непосредственно к типам H или J.
Этапы развития
Sunspot Cycle 24, 2013 г.
Локальное усиление магнитного поля препятствует, как упоминалось выше, переносу тепла некоторыми конвективными ячейками. Более темный размер зерен этих гранул (примерно на 1000 К холоднее) превращается в единое пятно (тип А). Некоторые из них проходят в течение нескольких дней, другие развиваются в биполярную группу из двух человек (B). Из них могут развиваться более крупные группы (типы от C до D) с полутенью, некоторые из которых могут достигать стадии E / F с количеством пятен до 100. Регресс этих групп пятен (размером до 200 000 км) (см. Обложку) в небольшие двойные и одиночные пятна (H, I) происходит в течение нескольких недель или месяцев.
Согласно этой классификации Макса Вальдмайера (около 1940 г.), не все маленькие пятна типа A / B становятся более крупными группами пятен типа C и выше, а скорее небольшими порами с полутенью (стадия H или I). Только если они разовьются в самые большие типы D, E или F, они могут стать темными двойными пятнами с полутенью, когда они регрессируют. Такие группы из двух человек всегда магнитно поляризованы по-разному, а в другом полушарии — как раз наоборот. Это показатель больших медленных течений внутри Солнца, которые также вызывают 11-летний ритм.
Группа типа E
Группа пятен типа E — вторая по величине стадия развития биполярных групп пятен. Это может происходить несколько раз в месяц только при высокой солнечной активности, то есть при большом количестве солнечных пятен.
Тип E имеет множество одиночных пятен (20–100) и, как и типы D, F и G, имеет четкую полутень . Там температура солнечного газа (в среднем чуть ниже 6270 К) лишь немного выше 5270 К по сравнению с 4270 К в самых темных частях умбры . Типичная группа E имеет размеры 10 диаметров земли; сама земля исчезла бы в каких-то отдельных местах.
Группа типа F
Группа пятен типа F — самый крупный, но не очень распространенный по площади этап развития биполярных групп пятен. Пример можно увидеть на фото выше.
Согласно классификации Макса Вальдмайера, не все небольшие группы пятен типа A или B развиваются в более крупные группы пятен типов от C до E. При достаточной солнечной активности, т.е. Другими словами, при большом количестве магнитных возмущений и солнечных пятен тип F часто возникает из типа E и предполагает это.
Тип F имеет наибольшее количество одиночных пятен (примерно до 200) и максимальную площадь полутени, полутени. Там нормальная температура солнечного газа снижается всего на 500–1000 К по сравнению с 2000 К в самых темных частях умбры.
Примерно через 2–10 недель группа регрессирует по типу G или H, пока не исчезнет как единое пятно (тип I).
С 1875 по 1997 год Гринвичская королевская обсерватория провела обширные наблюдения за Солнцем. Пятна были разделены на отдельные пятна, пары, группы и их комбинации по 10 категориям.
Общие сведения
Солнце принадлежит к первому типу звёздного населения. Одна из распространённых теорий возникновения Солнечной системы предполагает, что её формирование было вызвано взрывами одной или нескольких сверхновых звёзд. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится аномально большая доля золота и урана, которые могли бы быть результатом эндотермических реакций, вызванных этим взрывом, или ядерного превращения элементов путём поглощения нейтронов веществом массивной звезды второго поколения.
Земля и Солнце (фотомонтаж с сохранением соотношения размеров)
Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно 370 Вт/м², и до земной поверхности доходит только 1000 Вт/м² (при ясной погоде и когда Солнце находится в зените). Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так, растения, используя её посредством фотосинтеза, синтезируют органические соединения с выделением кислорода. Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью фотоэлементов может быть использовано для производства электроэнергии (солнечными электростанциями) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в нефти и других видах ископаемого топлива.
Сравнительные размеры Солнца при наблюдении из окрестностей хорошо известных тел Солнечной системы
Анимация вращения Солнца в ультрафиолете
Земля проходит через точку афелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км, а через точку перигелия — в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км. Видимый диаметр Солнца между этими двумя датами меняется на 3 %. Поскольку разница в расстоянии составляет примерно 5 млн км, то в афелии Земля получает примерно на 7 % меньше тепла. Таким образом, зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее.
Солнце — магнитоактивная звезда. Она обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем, и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью и включает в себя такие явления, как солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра и т. д., а на Земле вызывает полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы (вызывают головную боль и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям). Предполагается, что солнечная активность играла большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной атмосферы.
Солнечные образования
Крупные пятна довольно сложно устроены. Им характерна полутень, которая окружает темную область тени и имеет диаметр, больший более чем в два раза, чем размер самой тени. Если наблюдать солнечные пятна на краю диска нашего светила, то возникает такое впечатление, что это глубокая тарелка. Выглядит это так потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере. Поэтому наш взгляд проникает глубже. Температура тени 3(4) х 103 К.
Астрономы выяснили, что основание типичного пятна находится на 1500 км ниже поверхности, окружающей его. Это открытие сделали ученые из университета Глазго в 2009 г. Возглавлял астрономическую группу Ф. Уотсон.
Влияние на Землю и человека
Вспышки на Солнце провоцируют геомагнитные бури, оказывающие влияние на людей, и на саму планету.
Наиболее сильно и исключительно негативно они влияют на работу радиотехнических приборов. Выходит из строя локационная и навигационная техника, воздушные и водные суда остаются без связи, создается угроза для жизни экипажа и пассажиров. Со сбоями работают GPS-устройства, мобильные телефоны.
Влияние на радиолокационную технику
Отрицательно влияют магнитные бури на самочувствие людей, особенно пожилых и больных. Человек чувствует апатию и бессилие, у него могут обостриться хронические болезни. Особенно опасны последствия солнечных вспышек для людей, имеющих гипертонию, тромбоз и прочие сердечно-сосудистые заболевания. Дело в том, что под влиянием бури происходит незначительное сгущение крови. Для здорового человека это не опасно, а у больного может вызвать инфаркт или инсульт.
Прогноз вспышек – задача непростая, поскольку наша звезда – объект непредсказуемый и неустойчивый. Прогнозированием занимается NASA. Посредством мониторинга изменений магнитного поля Солнца ученые дают примерный прогноз солнечной активности (максимум для 3-дневного срока). Точно предсказать явление невозможно.
Подведем итоги
В этой статье был дан ответ на вопрос, как избавиться от пигментации после солнца на коже лица – причины и лечение также были перечислены. Лучше всего – беречь себя и использовать профилактику. Чтобы предотвратить образование темных пятен, рекомендуется избегать воздействия ультрафиолетовых лучей. В каждой аптечке должна быть солнцезащитная косметика, которую нужно наносить перед выходом на улицу и регулярно обновлять. Также стоит отказаться от использования некоторых средств. Например, парфюмов и эфирных масел с цитрусовыми и бергамотом в составе. Во время нахождения вне дома летом стоит носить солнцезащитные очки и широкополую шляпу. Однако это не всегда может сработать, поскольку на появление пятен влияет множество факторов. В том числе генетическая предрасположенность.
Если профилактика не дала результата, то встает вопрос, как убрать пигментацию кожи на лице после солнца. Существует несколько основных методов. Один из наиболее популярных – это лазерное лечение. В процессе выполнения процедуры специалисты воздействуют лучом на пигмент, разрушая связь между его молекулами. Здоровые клетки при этом остаются нетронутыми. Данный способ считается щадящим и не вызывает повреждений кожного покрова. Весь процесс занимает около недели.
Для устранения описанной проблемы часто применяют жидкий азот. Под его действием верхние слои кожи отмирают. В профессиональных кругах используется термин «криодеструкция».
Наиболее инновационный подход – это задействование Курасена. Это уникальный препарат, получаемый из человеческой плаценты. Он обладает большим количеством положительных эффектов. В том числе является достаточно эффективным, если появился пигмент на лице от солнца.
Говоря о причинах подобного явления, большую роль здесь играет общее количество поглощенного за всю жизнь ультрафиолета. Основное накапливается к 18 годам
Именно поэтому важно следить за ребенком и контролировать его нахождение на улице в летнее время. Кроме того, немаловажным фактором является наследственность
Также стоит помнить о том, что солнечные ожоги нельзя оставлять без внимания. Обычное, на первый взгляд, покраснение требует лечения и последующего ухода.
Если проблема все-таки возникла, то у человека возникают вопросы, как избавиться от пигментных пятен от солнца, что делать, и чем её лечить. Способов существует несколько, каждый из которых имеет свои достоинства. Главное – не забывать заблаговременно проконсультироваться с врачом
Также очень важно правильно выбирать клинику, если речь идет об удалении азотом или лазером. Специалисты смогут выбрать метод, который лучше всего подойдет в той или иной ситуации
После решения проблемы нельзя забывать об осторожности и заботе о своем организме. В будущем необходимо контролировать нахождение под ультрафиолетовыми лучами, не злоупотреблять эфирными маслами и держаться подальше от стресса
