Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Słońce  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Parametry fizyczne i budowa
- Jądro
- Otoczka
- Atmosfera
- Promieniowanie
- Aktywność
- Przyszłość
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Aktywność Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

...powiększenie  >>>
Koronalne pole magnetyczne może utrzymywać gęstszą i chłodniejszą od otoczenia materię, przeciwdziałając sile grawitacji. Powstają wówczas protuberancje spokojne (u góry), trwające tygodniami w koronie w postaci arkad i łuków, lub szybko rozszerzające się pętle koronalne (u dołu), ujawniające kształt pola magnetycznego, które więzi gaz świecący na tle czarnego nieba. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

W wyższych warstwach atmosfery ciśnienie magnetyczne zaczyna dominować nad ciśnieniem gazu i pole magnetyczne kształtuje rozkład materii, która układa się wzdłuż jego linii sił, tworząc widoczne w promieniowaniu rentgenowskim i nadfioletowym łuki i pętle gorącego gazu w koronie. Pewne konfiguracje pola magnetycznego mogą utrzymywać gęsty i chłodny gaz w koronie, przeciwdziałając sile grawitacji, która próbuje ściągnąć go w dół. Powstają w ten sposób protuberancje, widoczne najlepiej w linii H - na tle fotosfery w postaci ciemnych włókien, na brzegu zaś tarczy w postaci jasnych arkad i łuków. Są to kondensacje gazu koronalnego o gęstościach tysiąckrotnie większych i temperaturach stukrotnie mniejszych od odpowiednich wartości w otoczeniu. Protuberancje można ogólnie podzielić na spokojne i aktywne. Pierwsze powstają z dala od obszarów aktywnych zawierających plamy, gdzie zmiany układu pola magnetycznego są najbardziej dynamiczne. Ich czas życia zależy od rozmiarów i wynosi od kilku dni do kilku miesięcy. Zmiany zachodzą w nich powoli - materia porusza się z prędkością nie przekraczającą kilku km/s. Protuberancje kończą życie, uaktywniając się nagle, czemu towarzyszy dość gwałtowne wznoszenie lub opadanie zagęszczeń gazu i ich rozpływanie się w słonecznej koronie.

...powiększenie  >>>
Wykres motylkowy ilustruje szerokość heliograficzną (odległość od równika Słońca) wynurzających się plam słonecznych w funkcji czasu. Na początku cyklu plamy pojawiają się na dużych szerokościach (ok. 35o szerokości północnej i południowej). Z upływem czasu nowe plamy wynurzają się coraz bliżej równika, stając się jednocześnie coraz liczniejsze. W końcowej fazie cyklu aktywności plamy pojawiają się coraz rzadziej i tylko w pobliżu równika. Jednocześnie na dużych szerokościach obserwuje się pierwsze plamy nowego cyklu.
...powiększenie  >>>
Obraz Słońca w wodorowej linii H w minimum (po lewej) i maksimum (z prawej) aktywności. Podczas niskiej aktywności chromosfera Słońca, w której powstaje linia H?, jest stosunkowo jednorodna. Delikatna, jaśniejsza siatka chromosferyczna jest właściwie jedynym śladem szczątkowego pola magnetycznego, równomiernie rozłożonego na powierzchni Słońca. Obraz ten zmienia się dramatycznie podczas makimum aktywności. Liczba wynurzających się na powierzchnię sznurów (rur) magnetycznych znacznie wzrasta, w wyniku czego liczne stają się obszary aktywne, ponad którymi chromosfera jest bardzo wydajnie ogrzewana. Są one wyraźnie widoczne jako jasne obszary na powierzchni Słońca. Niektóre pętle magnetyczne łączące rejony o przeciwnej biegunowości mogą tworzyć protuberancje zawieszone wysoko w koronie. Na tle tarczy słonecznej są one widoczne w postaci ciemnych włókien. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.
...powiększenie  >>>
W nowo powstających obszarach aktywnych konfiguracja pola magnetycznego może być bardzo skomplikowana. Zazwyczaj dzieje się tak w pobliżu plam słonecznych. Zbyt silne napięcia linii sił prowadzą do częściowej anihilacji pola, w wyniku czego powstaje rozbłysk chromosferyczny. Gwałtowne pojaśnienie jest widoczne we wszystkich długościach fal. Na przedstawionym tu zdjęciu, wykonanym w linii wodorowej H, oprócz silnego pojaśnienia chromosfery w miejscu rozbłysku widać skomplikowaną strukturę pola magnetycznego. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.
...powiększenie  >>>
Pole magnetyczne, zmieniające gwałtownie swoją konfigurację podczas rozbłysku chromosferycznego, może wyrzucać materię do korony, tworząc protuberancje aktywne. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

Czasami obserwuje się - spokrewnione z wielkimi pętlami - zjawisko deszczu koronalnego, gdy materii jest zbyt mało, by utworzyć pełną strukturę protuberancji. Powstają wtedy odrębne kłaczki gęstszego gazu, zawieszone wysoko w koronie i poruszające się wzdłuż linii sił pola, co na brzegu tarczy słonecznej sprawia wrażenie ognistego deszczu. Ciekawym zjawiskiem jest pojawienie się korony biegunowej. Podczas swego życia obszary aktywne migrują w kierunku biegunów. Ich pole magnetyczne może tworzyć układające się równoleżnikowo protuberancje w dużych (powyżej 60o) szerokościach heliograficznych. Kilka takich rozległych protuberancji formuje czasami przypominający koronę pierścień, który otacza biegun.

Czas życia protuberancji aktywnych wynosi od kilku minut do kilku godzin. Zwykle pojawiają się w młodych obszarach o dużej aktywności i skomplikowanej konfiguracji pola magnetycznego, co sprzyja powstawaniu niestabilności hydromagnetycznych. Protuberancje takie na ogół towarzyszą rozbłyskom i mają postać gwałtownych wyrzutów materii (z prędkością kilkuset km/s, nierzadko przekraczającą prędkość ucieczki z powierzchni Słońca, równą 618 km/s) w pionowych lub zakrzywionych kolumnach, bądź też w formie gwałtownie rozszerzających się pętli.

Najbardziej dynamicznym zjawiskiem w atmosferze Słońca, związanym z aktywnością magnetyczną, są rozbłyski chromosferyczne. W obszarach aktywnych, gdzie wynurzają się spod powierzchni nowe fragmenty sznura magnetycznego, a ruchy konwekcyjne w fotosferze ciągle przesuwają linie sił pola magnetycznego, przyjmuje ono coraz bardziej skomplikowaną strukturę. Ciągłe skręcanie i zawijanie linii sił zwiększa energię pola magnetycznego. Zbyt duże napięcia linii sił lub zbliżenie się włókien o przeciwnie skierowanym polu powodują wybuchowo rozwijającą się niestabilność, podczas której zmagazynowana energia magnetyczna uwalniana jest poprzez częściową anihilację pola magnetycznego i jego rekonfigurację. Podczas bardzo silnego rozbłysku w ciągu kilku minut zostaje uwolniona energia rzędu 1025 dżuli (J). Towarzyszy temu gwałtowne lokalne pojaśnienie obszaru wybuchu we wszystkich długościach fal (od 0,02 nm do 10 km), obserwowane w każdej warstwie atmosfery. Rozbłysk narasta w czasie krótszym od minuty, a powrót do normalnej jasności trwa nie dłużej niż godzinę. Wyrzucane strumienie wysokoenergetycznych naładowanych cząstek (z prędkościami dochodzącymi do 60% prędkości światła) mogą docierać do Ziemi i oddziaływać z jej magnetosferą. Poruszając się w polu magnetycznym, cząstki te emitują promieniowanie synchrotronowe o falach długości od milimetra do kilku metrów.

[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach