14 ноември 2018
Категории
  •  Космос
  •  Физика
  •  Науки за земята
  •  Биология
  •  Медицина
  •  Говорят медиците
  •  Математика
  •  Научни дискусии
  •  Разни
FACEBOOK

Нашата звезда Слънцето

84-ти брой на "Българска наука"

| ПОСЛЕДНА ПРОМЯНА 25 декември 2015 в 09:2266150
Корицата на 84-ти брой на "Българска наука"

Слънцето е една от стотиците милиарди звезди в нашия звезден остров Галактиката, наричан Млечен път. То не е нито много голямо, нито много малко; нито много горещо, нито много студено. Астрономите го причисляват към звездите жълти джуджета от спектрален клас G2 V. Съществуват звезди бели джуджета, като спътника на най-ярката звезда на небето – Сириус от съзвездието Голямо куче. Той е милион пъти по- малък от Слънцето или е с размерите на Земята.

Има и звезди свръхгиганти като Бетелгейзе от съзвездието Орион, които са почти 50 млн. пъти по-големи по обем от Слънцето. Звездите като Бетелгейзе са червени гиганти и свръхгиганти. Температурата на излъчващата им повърхност е 2-3 000º. Такава е температурата и на звездите червени джуджета – студени и малки звезди. Синьо-белите гигантски звезди като Ригел от Орион имат температура на повърхността си от порядъка на десетки хиляди градуса. Повърхностната температура на Слънцето е приблизително 6000º.

Максимумът на излъчването му във видимия диапазон е при жълто-зелената част на спектъра и това определя цвета му. И тъй като е неголяма звезда, нарежда се сред звездите жълти джуджета. Обикновена по характеристиките си, Слънцето е най-важната за нас звезда – нашата звезда, благодарение на чиято енергия ние живеем.

Възраст 4,5.109 години
Радиус 696 000 km
Маса 1,99.1033 g
Средна плътност 1,4 g/сm3
Централна плътност 140-180 g/cm3
Гравитационно ускорение 274 m/s.s
Светимост 3,86.1026 W
Скорост на загуба на маса 1012 g/s
Ефективна температура 5785 К
Спектрален клас G2 V

Хората са наблюдавали и обожествявали Слънцето в течение на хилядолетия, но едва през ХІХ век се докосват до природата му. Няколко века преди това френският академик Лаир изказал предположението, че Слънцето е огромна капка течност, в която плават малки тъмни тела – откритите от Галилей слънчеви петна. По-голямата част от астрономите, обаче мислели, че Слънцето има твърда повърхност, а петната са кратери или вулкани. Яркостта на дневното ни светило се дължала на особени светещи облаци. И Нютон, и Хершел допускали, че под тези облаци върху твърдата повърхност на звездата ни живеят разумни същества!

Първите оценки за температурата на Слънцето, обаче разколебават вярата в съществуването на слънчеви жители. Американският астрофизик Лейн през 1869 г. изчислява, че тя е 30 000º. Фламарион я намалява на 2 500-3 000º. Едва след оценката на слънчевото греене и прилагането на закона на излъчване на абсолютно черно тяло показало, че ефективната температура на Слънцето е приблизително 6 000º по Целзий.

Преди да се стигне до оценка на температурата на излъчващата повърхност на Слънцето, обаче, е нужно да се знае размера му. Видимият размер на дневното ни светило върху небето е половин дъгов градус. Затова древногръцкият философ Хераклит (544-470 г.пр.н.е.) считал, че Слънцето е голямо колкото… човешка крачка. Аристарх Самоски определя радиуса му на 7 пъти повече от земния. Днес знаем, че диаметърът на Слънцето възлиза на 1 392 000 km или той е около 109 пъти е по-голям от земния.

От ХІХ век астрономите започват да използват нов метод - спектралния анализ. Разлагайки оскъдната светлина на далечните звезди чрез триъгълна призма, поставена в телескопа, астрономите снимали спектрите им и забелязали на фона на цветните ивици множество тъмни линии. Така изглежда и слънчевия спектър.

Фиг.1 – слънчев спектър

Чрез спектрален анализ бил установен химичния състав на Слънцето и звездите, състоянието на веществото им, околоосното въртене и редица други характеристики. От повече от 30 000 спектрални линии в слънчевия спектър, установено било наличието на 72 химични елемента в състава на слънчевото вещество. Най-голям е делът на водорода – 70%, после на хелия – 29% и само 1% се пада на всички останали елементи. Подобно е и при звездите. Поради огромната температура, звездното вещество е плазма – четвъртото агрегатно състояние, което при земни условия рядко се среща.

Ние можем да наблюдаваме само светещата повърхност на Слънцето – фотосферата (от гръцки – “фото” и “сфера” – блестящо, светещо кълбо). Фотосферата дава представата, че Слънцето е сферична симетрия от плазма и всички характеристики– размери, маса, светимост и др. от таблицата, се отнасят до тази представа.

Защо фотосферата е толкова гореща? На какво се дължи излъчването на Слънцето? На изгарянето на въглища, на падането на множество комети или метеорити? Преди 2 века Хелмхолц и лорд Келвин предполагат, че Слънцето свети за сметка на гравитационното си свиване. Под действие на свиването наистина се повишава температурата и налягането в недрата на формиращите се звезди. Изчисленията показват, че ако Слънцето свива радиуса си с 40 m годишно, то отделената енергия ще е достатъчна да обясни излъчването, но такова свиване би траяло само 50 милиона години! Геологичната история на нашата планета сочи много по-значима възраст.

Звездният енергиен източник е разкрит едва в първата половина на ХХ век, когато през 1938 г. цяла плеяда ядрени физици разработват теорията на термоядрения синтез. Това са реакции на сливане на ядра на леки елементи и образуване на по-тежки химически елементи. Това, което алхимиците от Средновековието жадували да постигнат, за да получат злато, от милиарди години се осъществява в звездните недра. Там злато и диаманти няма, но става нещо, което все още не сме успели да постигнем при земни условия – термоядрен синтез. Той би разрешил проблемите на енергетиката „докато свят светува“ или поне докато има човечество. При чудовищна температура от над десет милиони градуса и невъобразимо налягане ядрата на водорода преодоляват електростатичното отблъскване, сливат се и образуват ядра на хелия. При етапите на превъплъщения на елементарните частици, се отделя енергия. Изчислено е, че при всяка такава реакция се отделят 26,2 MeV. Което означава, че от всеки килограм водород, който се превръща в хелий в процеса на протон-протонната термоярена реакция, 0,007 кг се превръщат в енергия. С други думи, всяка секунда 594 млн. тона водород се превръщат в 590 млн. тона хелий.

Разликата от 4 млн. тона осигуряват излъчването на нашата звезда. Всяка секунда Слънцето излъчва толкова енергия в околното пространство, колкото човечеството е употребило през цялата си история! До малката ни планета, отдалечена на 150 милиона km от Слънцето, достига една двумилиардна част от тази енергия. Невъобразимо разхищение? Да, според нашите представи. Но дори да е така, запасите от водород на Слънцето ще стигнат за още известно време или поне милиард години. Звезди като Слънцето съществуват сравнително устойчиво около 10-тина милиарда години. Достатъчно време, за да възникне живот на някоя планета около тях и той да се развие до по-висши форми.

Фотосферата е с дебелина само от порядъка на няколкостотин километра (според някои оценки едва 300 km), а плътността й е колкото тази на земната екзосфера или число със 7 нули след десетичната запетая в единици грама в кубичен сантиметър. Фотосферата е непрозрачна. Това, което се разиграва само на няколко километра под видимата повърхност, се постига с метода на моделирането. Задавайки стойности на температурата и плътността в недрата чрез числени методи и физични формули, слой след слой се достига до параметрите им за наблюдаемата фотосфера. Така при температура от 15 милиона градуса и плътност 150 грама в кубичен сантиметър в центъра на сферичната симетрия с радиуса на Слънцето, се получава следната представа за структурата му в дълбочина:

конвективна зона зоната на лъчисто пренасяне Ядро
Турбулентен пласт с дебелина само 200 000 км, където енергията отдолу се пренася към външните видими пластове чрез движение на потоци вещество. Най-обширната зона от обема на Слънцето. Тук енергията се пренася навън чрез лъчение. Ядрото заема само 1/50 част от обема на звездата ни, но там е около половината от масата. Това е мястото, където основно се осъществяват термоядрените реакции.

Фотосферата като цяло пулсира с период 5 минути, със скорост на издигане и спущане 500 m/s, като променя височината си с 25 km.

Какво поддържа пулса на Слънцето? Отговор се очаква от сравнително новата област в слънчевите изследвания, наречена хелиосеизмология. Основополагащата идея тук е, че съществуват вълни, които се разпространяват във вътрешността на звездата и са силно повлияни от характеристиките на средата (температура, плътност). Тези вълни се наблюдават и на повърхността, където в повечето случаи се разпространяват като акустични вълни. Сондирането на вътрешността на Слънцето може да стане и чрез други, различни от акустичните вълни, наречени g-моди. Амплитудите им на повърхността обаче са слаби, което прави регистрирането им трудно.

Фиг.2 – схематичен строеж на Слънцето

Блестящата във видими лъчи фотосфера не е еднородна. Състои се от светли области с характерен размер около 1000 km, обкръжени с явно по- студен газ. Светлите области, наречени гранули, не са статични. Те съществуват 5-8 минути, изчезват и на тяхно място се появяват нови. Картината в динамика прилича на вряща каша грис.

Гранулите са с 10% по-ярки от тъмните промеждутъци. Интерпретират се като върхове на конвективните потоци, издигащи се отдолу със скорост от около 400 m/s. Изстивайки, те се разливат от центъра на гранулата към периферията, а изстиналият газ потича обратно надолу в междуградулното пространство.

Фиг.3 – фотосферна гранулация

Фотосферната гранулация се наблюдава в много по-голям мащаб като схръхгранули, които също са резултат от конвективните потоци в зоната под фотосферата. Движението на плазмата в тях е хоризонтално – от центъра на свръхгранулите с големина от 30 000 km към краищата им. Всяка такава свръхгранула съществува около денонощие. Наблюдава се като светло нишковидно образувание, наречено факел. Факелите се съединяват и преплитат, образувайки фотосферна мрежа, която особено добре личи по края на слънчевия диск, където се проявява ефекта на потъмняване. Тази мрежа се наблюдава и в по-външния слой над фотосферата, хромосферата. Наблюдавана в линиите на CaII, тук тя се нарича хромосферна мрежа. Прието е фотосферата, хромосферата и още по- външния слой – короната, да се наричат слънчева атмосфера.

Хромосферата е слоят над фотосферата с дебелина около 15 000 км. Наблюдава се като тънък розов овал в близост до краищата на затъмненото Слънце при пълно слънчево затъмнение или с помощта на коронографи. Оттам идва наименованието „хромо“, гр. – цвят. Слоят не е еднороден и по стойностите на температурата на газа, процесите които се разиграват и други особености, може да се раздели на подслоеве: долна хромосфера, простираща се до височина 500 km и температура 5 000º над фотосферата, средна – от 500 до 2 000 km. Оттук температурата започва плавно да нараства до 25 000º. Фотосферните гранули и свръхгранули имат своето продължение в структурата на хромосферата. Тук те се наричат спикули, които се наблюдават в ултравиолета като светли лъчи по краищата на слънчевия диск. Тези горещи и по-плътни от околния газ потоци слънчева плазва са дълги до 12-15 000 km. Съществуват 10-15 минути.

Фиг. 4 - спикули

Спикулите, наблюдавани в линиите на излъчване на H и К на CaII се наричат флокули. Някои извити флокули с по-голяма дължина се наблюдават проектирани върху диска на Слънцето като тъмни влакна.

Фиг.5 - хромосфера

Слоят над средната хромосфера или от 2 000 до 3 000 km е преходна зона между хромосферата и короната. Тук температурата рязко нараства и достига милион градуса. Всъщност спикулите – структурните елементи на хромосферата, проникват на много по-голяма височина в короната. Короналната плазма, с температура около 100 пъти по-висока от хромосферната, прониква в по-ниските слоеве на хромосферата между спикулите и предава част от енергията си. В резултат на това хромосферата свети. Дори най-ярката част на короната е милион пъти по-слаба по яркост от фотосферата и може да се сравни със светенето на пълната Луна. На фона на ярката фотосфера, тези два външни слоя от слънчевата атмосфера остават невидими.

Слънчевата корона е най-протяжната част от Слънцето. Формата на вътрешната й по-ярка част се мени от сферична до изтеглена по направление на слънчевия екватор. Слънчевата корона като цяло е с много динамични елементи. Наблюдава се с помощта на коронографи в професионалните обсерватории или със специални космически апарати. Пълните слънчеви затъмнения са тези природни феномени, които от хилядолетия са давали възможност на хората да надникнат в невидимото. Точно в такива кратки моменти слънчевата корона се разкрива в пълната си красота.

К-короната се простира до 1,3 слънчеви радиуса. Тук излъчването е повече за сметка на дължини на вълните от електромагнитния спектър повече от метър, което е в областта на радиовълните. Т.е. короната излъчва най- интензивно в радиодиапазона. На няколко слънчеви радиуса е праховата F-компонента на короната и Е-короната, която свети за сметка на отражението на светлината от атоми на метали с няколкостепенна йонизация, предимно желязо в междупланетното пространство. Това е външната корона.

Фиг. 6 – свръхкорона

Свръхкороната всъщност очертава границите на Слънчевата система – хелиопаузата. Това е мястото, където слънчевите частици влизат във взаимодействие с галактичните частици. Счита се, че е на разстояние 100-110 пъти повече от разстоянието Слънце- Земя или астрономически единици (а.е.). Преди хелиопаузата има междинна област, наричана хелиосфера, простираща се до 75-90 а.е. Това е мястото, където скоростта на слънчевите частици става сравнима с тази на скоростта на звука за плътността на пространството тук.

Фиг.7 – „Вояджър-1“

Наличието на хелиосфера и хелиопауза трябваше да се потвърди от сондата „Вояджър-1“. Тя и нейната сонда-близнак „Вояджър-2“ стартираха през 1977 г. Изпълниха основната си мисия, преминавайки през системата от спътници и пръстени на планетите-гиганти Юпитер и Сатурн, предавайки хиляди изображения. След това „Вояджър-2“ бе препрограмиран и се отправи за близка среща с другите две още по-далечни планети-гиганти Уран и Нептун. Траекторията на „Вояджър-1“ трябваше по-рано да го изведе извън Слънчевата система. От отдалечилата на 15 трилиона километра сонда сигналът, движещ се със скоростта на светлината, преодолява разстоянието за 17 часа. И той дойде. За първи път през 2004 година. На самата сонда няма сензори за детектиране на очакваните явления, доказващи достигане границите на Слънчевата система. Затова учените очакваха подходящо мощно слънчево избухване и свръхскоростни потоци електрони и протони от слънчевата плазма, към онова място, където е сондата „Вояджър-1“. И то се случи през март 2012 г. 13 месеца по-късно слънчевата радиация връхлетя сондата и през април 2013 г. тя регистрира вибрации. Подобно на трептящи струни на цигулка, слънчевите сгъстявания взаимодействаха с галактични частици. Това бе неопровержимо доказателство, че средата, в която е сондата е именно хелиосферата. Преглеждайки предишни данни, учените откриха подобни осцилации още през октомври и ноември 2012 г., предизвикани от преминаване на сондата през други слънчеви ускорени потоци плазма. Така, те изчислиха, че поне от август 2012 г. „Вояджър-1“ вече е навлязъл в хелиосферата.

В динамика короната всъщност е постоянно изтичаща плазма в околното пространство, наричана слънчев (за звездите респективно – звезден) вятър. Скоростта му на разстоянието, на което е Земята от Слънцето е от порядъка на 200-300 km/s, но нараства при мощни слънчеви процеси, т.н. слънчева активност.

Магнитното поле на Слънцето е с интензитет едва 1 Гаус.

Диференцираното околоосно въртене на слоевете слънчева плазма успоредни на екватора, както и преноса на вещество и енергия под фотосферата от полюсите към екватора напречно на конвективните потоци вероятно водят до локално усукване на магнитните силови линии и хилядократно увеличение на интензитета. Така възникват активните образувания в слънчевата атмосфера, чрез които се освобождава електромагнитна енергия и/или ускорени потоци слънчева плазма. Те се ускоряват като в скоростни тунели – места в короната с по-ниска плътност от средата и с отворени магнитни силови линии. Движението им води до понижаване на температурата и тези тунели изпъкват в рентгеновия диапазон като тъмни образувания, наричани коронални дупки.

Фиг. 8 – слънчева корона

В долната корона има коронални кондензации с температура надвишаваща с 500º газовете, нагрети до милион градуса и с плътност, надвишаваща 3 пъти тази на околната среда. Затова се наблюдават като арки в линиите на Fe XIV. А в рентгеновата област изпъкват като по-светли структури както по краищата на слънчевия диск, така и на диска. Образуват се в области със силно магнитно поле, но със затворени, притискащи отгоре магнитни силови линии, които ограничават преноса на енергия.

В проекция отстрани на слънчевия диск са добре видими огромни езици вплътнена до 100 пъти повече от средата по-студена слънчева плазма. Спокойните протуберанси са във вид на дъги, мостове, съществуващи месеци наред, дори година. Издигат се на 1-200 000 km или 0,3 слънчеви радиуса.

Фиг. 9 –спокоен протуберанс

Активните протуберанси са с бързо променяща се форма и се издигат на по-голяма височина. Съществуват доста по-кратко време и изхвърлят хромосферна плазма със скорости от 100 до 1 000 km/s. Едни от най-мощните активни процеси са избухванията и изхвърлянията на коронална маса или СМЕ – Coronal Mass Ejecton.

Фиг.10- активен протуберанс

Избухванията стават в неголяма област от порядъка на 10 000 km в долната хромосфера и представляват бързо освобождаване на енергия, сравнима с едновременното избухване на хиляди атомни бомби. Пълната мощност на слънчевото излъчване нараства от 0,001 до 10% и то в целия електромагнитен спектър, като 20% от тях са в оптичната част. Обикновено избухванията са „видими“ в радиодиапазона и само най-мощните от тях могат да се доловят във видими лъчи или в т.н. бяла светлина. Освен излъчване, при избухванията потичат потоци ускорени електрони и протони. Сред частиците в тези потоци са идентифицирани деутерий и тритий, които липсват в спокойната слънчева атмосфера. Това означава, че по време на избухванията вероятно се осъществяват термоядрени реакции – температурата в местата с избухвания е от порядъка на 1-2 милиона градуса.

СМЕ – изхвърлянето на коронална маса е изменение на короналната структура, което става за минути до няколко часа. Електрони, протони, йони на хелия и желязото заедно с издигащи се магнитни силови линии във формата на огромен балон, се откъсват и със скорост, достигаща до 2 000 km/s се втурват в околопланетното пространство. Наблюдават се с коронографи в бяла светлина от 70-те години на миналия век. За първи от американската космическа станция „Скайлаб“, а после системно се изучават от коронаграфите на специализираните космически апарати като SoHO (Solar and Heliospheric Observatory), SDO (Solar Dinamic Observatoty) и др. космически слънчеви обсерватории.

Фиг. 11 – сонди, презназначени за изучаване на активните слънчеви процеси и отражението им върху Земята.

Активните образувания във фотосферата са слънчевите петна. Малкото Фиг.10- активен протуберанс тъмно междугранулно пространство, разширено до 1 000 km, наречено пора, може да изчезне до час, но може и да се разрасне често не в едно, а в цяла група слънчеви петна. В тях температурата е с 1500-2000° по-ниска от тази на фотосферните гранули. Сгъстените магнитни силови линии подтискат конвективните потоци от вътрешността, които личат и в най- тъмната част на петното.

Фиг.12 – слънчево петно

Добре оформените слънчеви петна се състоят от сянка или ядро и междинна област – полусянка, която има влакнеста структура. От сянката към полусянката по тъмните влакна изтича хоризонтално по-студена плазма, докато горещата плазма се движи бавно навътре, втичайки се от големи височини в петното. Петната са обкръжени от фотосферни факели. Средно петната са с големина до 10 000 km (почти с диаметъра на Земята) и съществуват от няколко седмици до месеци. Най-мощните групи петна са 15-20 пъти по-големи и могат да се наблюдават половин година. Броят на отделните петна може да надхвърли 100. Такива огромни тъмни области на слънчевия диск са видими и с просто око. При системни наблюдения на група петна се забелязва динамиката вътре в групата – изчезват и се появяват нови петна и пори с различно време на живот, променят взаимното си разположение, големина, форма.

Фиг.13-мощна група слънчеви пет- на от 3 ноември 2015 г.

Фиг.14 – Слънцето на 3 ноември 2015

Съществуват униполярни петна – единични петна или малка група слънчеви петна с еднаква магнитна полярност, но по-често срещани са мултиполярните групи. Една такава група може да се състои само от две петна, но те да са с различна полярност. Интензитета на магнитното поле в петната е хиляди пъти повече от средния за Слънцето.

Официално откритието на слънчевите петна се приписва на Галилей и първите му телескопи. Достигналите до нас древни хроники обаче свидетелстват, че петната са били известни на хората много по-отдавна. Някои са виждали най-големите групи с просто око. Други вероятно са ги следели системно чрез отражение на слънчевия диск в дълбоки кладенци. Поредното откритие обаче, свързано с петната на Слънцето направил случайно аптекарят Хенрих Швабе през 1843 г. Той бил завладян от идеята за наличието на планета Вулкан, намираща се още по-близо до Слънцето от Меркурий. С надеждата да зърне тайнсвения Вулкан, преминаващ на фона на слънчевия диск, Швабе нанасял стриктно слънчевите петна върху своите зарисовки. 15 години по-късно той така и не станал откривател на нова планета. Затова пък открил 11-годишните слънчеви цикли по изменение броя на слънчевите петна.

Слънчевите петна били обект на системно изучаване и от професионалните астрономи. След публикацията, в която Швабе обърнал внимание на особеностите в поведението на петната за времето на неговите наблюдения, в Цюрих били преразгледани архивни данни от 1749 г. и било потвърдено наличието на 11-годишните цикли. В Цюрихската обсерватория въвели номерация на циклите, а директорът на Бернската обсерватория Рудолф Волф въвел индекс за броя на петната – използваното и днес Волфово число.

Цикъл номер 1, според номерацията, въведена в Цюрих, е този, започнал през март 1755 г. Наблюдаваните 150 години преди него 11-годишни слънчеви цикли са с отрицателни номера, а настоящият е 24-ти поред. Прието е за начало на 11-годишните цикли да е моментът на минимум на слънчевата активност, когато на диска на Слънцето няма петна или те са много малко. Максимумите на циклите са различни - този на цикъла от 1954 г. е най-висок. Дължината на циклите варира средно около 11 години, но има доста къси цикли от 9 години и доста протяжни – до 13,5 години.

Каква е причината за наличието на такива слънчеви цикли на активност? Отговорът може би ще дойде от другите звезди. Установена е подобна звездна активност. Съвременните наблюдателни средства позволяват да се установи петнообразувателна дейност на звездите, видими като точки дори с най-големите телескопи. Една от последните публикации в тази връзка е на екип астрономи от Потсдамския астрофизичен институт от юни т.г. относно резултатите от наблюдението на звездата червен гигант XX Triangulum на 520 светлинни години от нас. Изследването на магнитното поле на тази звезда показва 26-годишна цикличност, което е повече от два 11-годишни слънчеви цикли. По-важното в това изследване е приложението на нов спектрален метод за установяване на магнитна цикличност на звездите, което ще ускори получаването на данни за тяхната астивност.

Фиг.15 – 11-годишни слънчеви цикли

Сега се знае, че два поредни 11-годишни цикъла образуват един физически 22-годишен цикъл, съдейки по смяната на магнитната полярност на петната в мултиполярните групи. Това дава основание да се счита, че циклите възникват в резултат на динамо ефект под фотосферата, водещ до превключване от една на протиположната магнитна полярност на Слънцето. Всъщност на този етап няма работеща теория за наличието на наблюдаваните слънчеви цикли. Ако 11 и 22-годишните цикли са сравнително добре изучени с техните особености, поради натрупания наблюдателен материал, то има много неясноти относно т.н. векови и хилядолетни цикли. Ясно е, че те всички се наслагват и взаимно влияят по един или друг начин на всичко, ставащо в Слънчевата система. В частност, изяснена е ролята на вековия слънчев цикъл върху промяната на земния климат.

Фиг.16 - XX Triangulum

Изучавайки архивите на слънчевите наблюдения, Маундер установява, че между 1645 и 1715 г. слънчеви петна много рядко са регистрирани. Всъщност, оказва се, че личат максимумите на 11-годишните цикли, но те са с много малка амплитуда. Те са „потопени“, притиснати от минимум на дългопериодичен цикъл. Така нареченият Маундеровият минимум съвпада с настъпването на малък ледников период по това време.

През 1887 г. Шпрьорер прави изследване на появата на северни сияния през Средновековието между 1460- 1550 г. и прави откритие на друг такъв продължителен минимум, когато също е имало продължително застудяване. Нещо повече, съдейки по особеностите на отминаващия вече 24-ти 11-годишен слънчев цикъл и редица други съображения, вероятно сме пред прага на предстоящ малък ледников период от типа на Далтоновия.

Фиг.17-Маундеров минимум

Слънчевите петна са едни от индикаторите на 11-годишните слънчеви цикли. Активните процеси са взаимообвързани, макар че някои като изхвърлянията на коронална маса не винаги стават върху смутени със слънчеви петна области и дори не винаги се наблюдават заедно със слънчевите избухвания. Понякога те са взаимообвързани с короналните дупки в короната. Избухванията и СМЕ достигат до Земята и огъват нейната магнитосфера. Потоците ускорена слънчева плазма се приплъзва по протежение на земните магнитни силови линии, но част се завръща в приполярните области, където възникват полярните сияния.

В дните между 28 август и 2 септември 1859 г. на Слънцето имало много петна. На 1 септември любителят на астрономията Ричард Керингтън правел поредното си наблюдение от собствения си телескоп. Копирайки слънчевите петна на лист хартия, забелязал появата на две много ярки изригвания в бяла светлина посред много голяма група петна. Минути по-късно магнитомерът в лондонската обсерватория Кю реагирал, а на следващия ден небето било озарено от полярно сияние чак до Хаваите, Панама , Карибите – доста на юг, което не е характерно за тези места. Светлината на сиянието била толкова ярка, че можело да се чете нощем без изкуствено осветление. Златотърсачи в Скалистите планини се събудили в 1 часа през нощта и започнали да си приготвят закуска, приемайки сиянието за изгрев.

Наблюдаваното от Керингтън изригване известило слънчева свръхбуря - огромен електромагнитен взрив, който запратил към Земята милиарди тонове заредени частици. Невидимата вълна се сблъскала с магнитното поле на планетата и предизвикала протичането на електрически ток по телеграфните жици. За първи път била направена причинноследствена връзка между слънчевите и земни процеси и се поставя началото на нов клон в науката – слънчево-земните въздействия.

След 1859 г. не е имало толкова мощна слънчева свръхбуря. Но какви биха били последиците днес? Някаква представа дава спирането на тока в Квебек на 13 март 1989 г., когато доста по-слаба слънчева буря изважда от строя енергийната мрежа, обслужваща над 6 милиона души. Буря с мащабите на тази от преди век и половина би могла да остави за месеци наред милиони хора без светлина, питейна вода, канализация, отопление, климатик, гориво, телефон и медицинско обслужване. Според доклад на Националната академия на науките на САЩ подобна свръхбуря би могла да нанесе материални щети на стойност между 1 и 2 трилиона долара само през първата година, а възстановяването би продължило цяло десетилетие. Статистическата вероятност за такива катастрофи, предизвикани от Слънцето са веднъж на 500 години.

Днес, когато битът ни все повече зависи от спътниковата информация, цялата ни енергийна система, комуникациите и интернет, особено е наложителен мониторинг на земните магнитни бури. Малко се знае за влиянието на слънчевата активност върху биосферата. Но са правени изследвания и съпоставки. Установено е например, че дебелината на годишните пръстени на дърветата се изменя с 11-годишен период, като широките пръстени съответстват на годините на максимум на слънчева активност. Епидемиите от чума, холера, скарлатина и дифтерит преди са възниквали в годините на максимална слънчева активност. Статистическите данни сочат, че честотата на обостряне на сърдечно-съдовите атаки при хроничноболни нарастват при слънчеви избухвания. Несъмнено проблемът за биологическата активност на слънчевата активност е от особена важност за безопасността на астронавтите на Международната космическа станция и още повече за далечни космически полети извън защитата на земната магнитосфера – до Луната, Марс.

Мониторингът на космическото време, както се наложи този термин, става наложително подобно на метеорологичните прогнози. Наблюдавано слънчево избухване от мощен тип, както изхвърляне на коронална маса по посока на Земята са спътниковата информация, въз основа на която може да се прогнозира геомагнитна буря от определен тип през следващите три дни. Тази информация вече може редовно да се следи на сайта на Центъра за Прогнози на Космическото Време и Космическия Климат, създаден по решение на Института за космически и слънчево-земни изследвания към БАН от 27 януари 2011 г. и на сайта на Центъра за слънчев и слънчево-земен мониторинг при Народна астрономическа обсерватория „Юрий Гагарин“, Стара Загора

http://www.space.bas.bg/SpaceWeather/links.html

http://heliotaraxy.com/

Източници:

/5/ “Спокойното и активно Слънце”, Вл. Дерменджиев, Академично изда­ телство “Проф. Марин Дринов”, София, 1997

/6/ Астрономия, Н. Николов, В. Ра­ дева, Е. Илиева, Педагог 6, 2003

/7/ Астрофизика, Диана Кюркчиева, Университетско издателство “Епис­ коп Константин Преславски”, Шу­ мен 2004 г.

/8/ “Циклите на Слънцето, климата и цивилизацията”, Борис Комитов, Алфамаркет, Ст. Загора, 2001

http://www.skyandtelescope.com/

http://www.nasa.gov/voyager

http://sidc.oma.be

http://www.phys.uni-sofia.bg

Страница на статията : 010203

Препоръчани материали

Няма коментари към тази новина !

 
Още от : Новини
Всички текстове и изображения публикувани в OffNews.bg са собственост на "Офф Медия" АД и са под закрила на "Закона за авторското право и сродните им права". Използването и публикуването на част или цялото съдържание на сайта без разрешение на "Офф Медия" АД е забранено.