PREGUNTA N° 114. ¿Qué auguran las manchas oscuras del Sol, por qué aparecen y para qué? ¿Significa su ausencia el inminente inicio de una era glacial en el planeta?

En el sitio web "Universo" del 16 de mayo de 2017, los científicos anunciaron un fenómeno inusual en el Sol en el enlace:

“Los científicos de la NASA informaron que todas las manchas han desaparecido de la superficie del Sol. Por tercer día consecutivo no se ha encontrado ni una sola mota. Esto causa gran preocupación entre los expertos.

Según los científicos de la NASA, si la situación no cambia pronto, los habitantes de la Tierra deberían prepararse para un frío intenso. La desaparición de las manchas solares amenaza a la humanidad con el inicio de una era glacial. Los expertos confían en que los cambios en la apariencia del Sol pueden indicar una disminución significativa en la actividad de la única estrella del sistema solar, lo que en última instancia conducirá a una disminución global de la temperatura en el planeta Tierra. Fenómenos similares ocurrieron en el período de 1310 a 1370 y de 1645 a 1725, al mismo tiempo que se registraron períodos de enfriamiento global o las llamadas Pequeñas Edades de Hielo.

Según las observaciones de los científicos, a principios de 2017 se registró una pureza asombrosa en el Sol; el disco solar permaneció impecable durante 32 días. El sol permaneció impecable exactamente el mismo tiempo el año pasado. Tales fenómenos amenazan con disminuir la potencia de la radiación ultravioleta, lo que significa que las capas superiores de la atmósfera se descargan. Esto conducirá al hecho de que toda la basura espacial se acumulará en la atmósfera y no se quemará, como siempre sucede. Algunos científicos creen que la Tierra está empezando a congelarse".

Así se veía el Sol sin manchas oscuras a principios de 2017.

No hubo manchas solares en el Sol en 2014: 1 día, en 2015: 0 días, durante 2 meses a principios de 2017: 32 días.

¿Qué significa? ¿Por qué desaparecen las manchas?

Un Sol despejado marca el mínimo de actividad solar que se acerca. El ciclo de las manchas solares es como un péndulo, oscilando hacia adelante y hacia atrás durante un período de 11 a 12 años. En este momento el péndulo está cerca de un número bajo de manchas solares. Los expertos esperan que el ciclo toque fondo en 2019-2020. Desde ahora hasta entonces, veremos muchas más veces el Sol absolutamente inmaculado. Al principio los periodos sin manchas se medirán en días, luego en semanas y meses. La ciencia aún no tiene una explicación completa para este fenómeno.

¿Cuál es el ciclo de 11 años de actividad solar?

El ciclo de once años es un ciclo marcado de actividad solar, que dura aproximadamente 11 años. Se caracteriza por un aumento bastante rápido (alrededor de 4 años) en el número de manchas solares y luego una disminución más lenta (alrededor de 7 años). La duración del ciclo no es estrictamente igual a 11 años: en los siglos XVIII y XX su duración fue de 7 a 17 años, y en el siglo XX fue de aproximadamente 10,5 años.

Se sabe que el nivel de actividad solar cambia constantemente. Las manchas oscuras, su apariencia y número están muy estrechamente relacionados con este fenómeno y un ciclo puede variar de 9 a 14 años, y el nivel de actividad cambia constantemente de un siglo a otro. Así, puede haber periodos de calma en los que prácticamente no haya manchas durante más de un año. Pero también puede ocurrir lo contrario cuando su número se considera anormal. Así, en octubre de 1957 había 254 manchas oscuras en el Sol, que es el máximo hasta la fecha.

La pregunta más intrigante es: ¿de dónde viene la actividad solar y cómo explicar sus características?

Se sabe que el factor determinante de la actividad solar es el campo magnético. Para responder a esta pregunta, ya se han dado los primeros pasos hacia la construcción de una teoría con base científica que pueda explicar todas las características observadas de la actividad de la gran estrella.

La ciencia también ha demostrado que son las manchas oscuras las que provocan erupciones solares, que pueden tener un fuerte impacto en el campo magnético de la Tierra. Las manchas oscuras tienen una temperatura baja en relación con la fotosfera del Sol, alrededor de 3500 grados C y representan las mismas regiones a través de las cuales campos magnéticos salen a la superficie, lo que se llama actividad magnética. Si hay pocos puntos, entonces esto se llama período de tranquilidad, y cuando hay muchos, entonces ese período se llamará activo.

En promedio, la temperatura del Sol en la superficie alcanza los 6000 grados. C. Las manchas solares duran desde un par de días hasta varias semanas. Pero grupos de manchas pueden permanecer en la fotosfera durante meses. Los tamaños de las manchas solares, así como su número en grupos, pueden ser muy diversos.

Los datos sobre la actividad solar pasada están disponibles para su estudio, pero es poco probable que sean la ayuda más fiable para predecir el futuro, porque la naturaleza del Sol es muy impredecible.

Impacto en el planeta. Los fenómenos magnéticos del Sol interactúan estrechamente con nuestra vida diaria. La Tierra es constantemente atacada por diversas radiaciones del Sol. El planeta está protegido de sus efectos destructivos por la magnetosfera y la atmósfera. Pero, desafortunadamente, no pueden resistirlo por completo. Los satélites pueden quedar inutilizados, las comunicaciones por radio pueden verse interrumpidas y los astronautas pueden quedar expuestos a un mayor peligro. Las dosis elevadas de radiación ultravioleta y de rayos X procedentes del Sol pueden resultar peligrosas para el planeta, especialmente en presencia de agujeros de ozono en la atmósfera. En febrero de 1956 se produjo la llamarada más poderosa registrada en el Sol con la liberación de una enorme nube de plasma más grande que un planeta a una velocidad de 1000 km/s.

Además, la radiación afecta el cambio climático e incluso la apariencia de una persona. Existen las manchas solares en el cuerpo que aparecen bajo la influencia de la radiación ultravioleta. Este tema aún no ha sido estudiado adecuadamente, así como la influencia de las manchas solares en vida diaria de la gente. Otro fenómeno que depende de las perturbaciones magnéticas es la aurora boreal.

Las tormentas magnéticas en la atmósfera del planeta se han convertido en una de las consecuencias más famosas de la actividad solar. Representan otro campo magnético externo alrededor de la Tierra, que es paralelo al constante. Los científicos modernos incluso asocian un aumento de la mortalidad, así como una exacerbación de las enfermedades. del sistema cardiovascular con la llegada de este mismo campo magnético”.

Aquí hay información sobre los parámetros del Sol: diámetro - 1 millón. 390 mil kilómetros, composición química hidrógeno (75%) y helio (25%), masa - 2x10 elevado a 27 toneladas, que es el 99,8% de la masa de todos los planetas y objetos del sistema solar. Cada segundo en reacciones termonucleares el Sol quema 600 millones de toneladas; de hidrógeno, convirtiéndolo en helio, y arroja al espacio 4 millones de toneladas de su masa en forma de radiación total. En el volumen del Sol se pueden colocar 1 millón de planetas como la Tierra y todavía habrá espacio libre. La distancia de la Tierra al Sol es de 150 millones de kilómetros. Su edad es de unos 5 mil millones de años.

Respuesta:

El artículo número 46 de esta sección del sitio reporta información desconocida para la ciencia: “No hay ningún reactor termonuclear en el centro del Sol; allí hay un agujero blanco, que recibe hasta la mitad de la energía del Sol; agujero negro en el centro de la Galaxia a través de los portales de canales espacio-temporales. Las reacciones termonucleares, que producen sólo aproximadamente la mitad de la energía gastada por el Sol, ocurren localmente en las capas externas de las capas de neutrinos y neutrones. Las manchas oscuras en la superficie del Sol son agujeros negros a través de los cuales la energía del centro de la Galaxia ingresa al centro de tu estrella”.

Casi todas las estrellas de las galaxias que tienen sistemas planetarios están conectadas por canales invisibles de energía espacial con enormes agujeros negros en los centros de las galaxias.

Estos agujeros negros galácticos tienen canales de energía espacial con sistemas estelares y son la base energética de las Galaxias y de todo el Universo. Alimentan a las estrellas de los sistemas planetarios con la energía acumulada que reciben de la materia que absorben en el centro de las Galaxias. El agujero negro en el centro de nuestra Vía Láctea tiene una masa equivalente a 4 millones de masas solares. El suministro de energía de las estrellas desde un agujero negro se produce según cálculos establecidos para cada sistema estelar en términos de período y potencia.

Esto es necesario para que la estrella brille siempre con la misma intensidad durante millones de años sin atenuación y poder realizar experimentos CC continuos en cada sistema estelar. El agujero negro en el centro de la Galaxia recupera hasta el 50% de toda la energía gastada por el Sol para emitir hasta 4 millones de toneladas de su masa cada segundo en forma de radiación. El Sol crea la misma cantidad de energía a través de sus reacciones termonucleares en la superficie.

Por lo tanto, cuando una estrella se conecta a los canales de energía de un agujero negro del centro de la galaxia, se forma el número requerido de agujeros negros en la superficie del Sol, que reciben energía y la transmiten al centro de la estrella.

En el centro del Sol hay un agujero negro que recibe energía de su superficie; a esos agujeros la ciencia los llama agujeros blancos. La aparición de manchas oscuras en el Sol (agujeros negros) es el período en el que la estrella se conecta a la recarga de los canales de energía de la Galaxia y no es un presagio de un futuro enfriamiento global o de una edad de hielo en la Tierra, como sugieren los científicos. Para que se produzca un enfriamiento global en el planeta, la temperatura media anual debe descender 3 grados, lo que podría provocar formación de hielo en el norte de Europa, Rusia y los países escandinavos. Pero según las observaciones y el seguimiento de los científicos. Durante los últimos 50 años, la temperatura media anual del planeta no ha cambiado.

El valor medio anual de la radiación solar ultravioleta también se mantuvo en niveles normales. Durante un período de actividad solar, en presencia de manchas oscuras en el Sol, la actividad magnética de la estrella aumenta (tormentas magnéticas) dentro de los valores máximos de todos los ciclos de 11 años anteriores. El caso es que la energía de un agujero negro procedente del centro de la galaxia, que llega a los agujeros negros del Sol, tiene magnetismo. Por tanto, durante el período de manchas oscuras, la sustancia de la superficie de la fotosfera solar es activada por el campo magnético de estas manchas en forma de emisiones, arcos y protuberancias, lo que se denomina aumento de la actividad solar.

Las sombrías suposiciones de los científicos sobre el próximo período de enfriamiento global del planeta son insostenibles debido a la falta de información confiable sobre el Sol. El enfriamiento global o las pequeñas glaciaciones en el segundo milenio d.C., que se indican al comienzo del artículo, se produjeron de acuerdo con el plan para realizar experimentos climáticos en la Tierra por parte de nuestros creadores y observadores, y no debido a fallas aleatorias en la forma. larga ausencia manchas oscuras en el sol.

Vistas 2,660

Aparición

La aparición de una mancha solar: las líneas magnéticas penetran la superficie del Sol

Las manchas surgen como resultado de perturbaciones en secciones individuales del campo magnético del Sol. Al inicio de este proceso, un haz de líneas magnéticas “atraviesa” la fotosfera hacia la región de la corona y ralentiza el movimiento de convección del plasma en las células de granulación, impidiendo la transferencia de energía desde las regiones internas hacia el exterior en estas. lugares. En este lugar aparece la primera antorcha, un poco más adelante y hacia el oeste, un pequeño punto llamado es la hora, de varios miles de kilómetros de tamaño. En el transcurso de varias horas, la magnitud de la inducción magnética aumenta (a valores iniciales de 0,1 tesla) y aumenta el tamaño y el número de poros. Se fusionan entre sí y forman uno o más puntos. Durante el período de mayor actividad de manchas solares, el valor de inducción magnética puede alcanzar 0,4 Tesla.

La vida útil de las manchas alcanza varios meses, es decir, se pueden observar manchas individuales durante varias revoluciones del Sol alrededor de sí mismo. Fue este hecho (el movimiento de las manchas observadas a lo largo del disco solar) el que sirvió de base para probar la rotación del Sol y permitió realizar las primeras mediciones del período de revolución del Sol alrededor de su eje.

Las manchas suelen formarse en grupos, pero a veces aparece una sola mancha que dura sólo unos días, o dos manchas con líneas magnéticas dirigidas de una a otra.

El primero que aparece en dicho grupo doble se llama punto P (precedente), el más antiguo es punto F (siguiente).

Sólo la mitad de las manchas sobreviven más de dos días y sólo una décima parte sobrevive al umbral de los 11 días.

Los grupos de manchas solares siempre se extienden paralelos al ecuador solar.

Propiedades

La temperatura media de la superficie solar es de unos 6000 C (temperatura efectiva - 5770 K, temperatura de radiación - 6050 K). La zona central y más oscura de las manchas tiene una temperatura de sólo unos 4000 C, las zonas exteriores de las manchas que bordean la superficie normal oscilan entre 5000 y 5500 C. A pesar de que la temperatura de las manchas es más baja, su sustancia todavía emite luz, aunque en menor medida que el resto de la superficie. Es debido a esta diferencia de temperatura que, al observarlas, uno tiene la sensación de que las manchas son oscuras, casi negras, aunque en realidad también brillan, pero su brillo se pierde en el contexto del disco solar más brillante.

Las manchas solares son áreas de mayor actividad en el Sol. Si hay muchos puntos, entonces existe una alta probabilidad de que se produzca una reconexión de líneas magnéticas: las líneas que pasan dentro de un grupo de puntos se recombinan con líneas de otro grupo de puntos que tienen la polaridad opuesta. El resultado visible de este proceso es una llamarada solar. Una ráfaga de radiación que llega a la Tierra provoca fuertes perturbaciones en su campo magnético, perturba el funcionamiento de los satélites e incluso afecta a objetos ubicados en el planeta. Debido a las perturbaciones en el campo magnético, aumenta la probabilidad de que aparezcan auroras boreales a bajas temperaturas. latitudes geográficas. La ionosfera terrestre también está sujeta a fluctuaciones en la actividad solar, que se manifiesta en cambios en la propagación de ondas de radio cortas.

En los años en los que hay pocas manchas solares, el tamaño del Sol disminuye un 0,1%. Los años comprendidos entre 1645 y 1715 (el Mínimo de Maunder) son conocidos por el enfriamiento global y se denominan la Pequeña Edad del Hielo.

Clasificación

Las manchas se clasifican según su vida útil, tamaño y ubicación.

Etapas de desarrollo

El fortalecimiento local del campo magnético, como se mencionó anteriormente, ralentiza el movimiento del plasma en las células de convección, lo que ralentiza la transferencia de calor a la superficie del Sol. El enfriamiento de los gránulos afectados por este proceso (aproximadamente 1000 C) provoca su oscurecimiento y la formación de una única mancha. Algunos de ellos desaparecen al cabo de unos días. Otros se desarrollan en grupos bipolares de dos puntos, cuyas líneas magnéticas tienen polaridades opuestas. Pueden formar grupos de muchas manchas que, si el área aumenta aún más, penumbra combinan hasta cientos de puntos, alcanzando tamaños de cientos de miles de kilómetros. Después de esto, hay una disminución lenta (durante varias semanas o meses) en la actividad de las manchas y una reducción de su tamaño a pequeños puntos dobles o simples.

Los grupos más grandes de manchas solares siempre tienen un grupo conectado en el otro hemisferio (norte o sur). En tales casos, las líneas magnéticas emergen de puntos en un hemisferio y entran en puntos en el otro.

ciclicidad

Reconstrucción de la actividad solar durante 11.000 años

El ciclo solar está asociado con la frecuencia de las manchas solares, su actividad y duración de vida. Un ciclo cubre aproximadamente 11 años. Durante los períodos de mínima actividad hay muy pocas o ninguna mancha solar en el Sol, mientras que durante los períodos de máxima puede haber varios cientos de ellas. Al final de cada ciclo, la polaridad del campo magnético solar se invierte, por lo que es más correcto hablar de un ciclo solar de 22 años.

Duración del ciclo

11 años es un periodo de tiempo aproximado. Aunque tiene una duración promedio de 11,04 años, existen ciclos que varían entre 9 y 14 años de duración. Los promedios también cambian a lo largo de los siglos. Así, en el siglo XX longitud promedio El ciclo fue de 10,2 años. El mínimo de Maunder (junto con otros mínimos de actividad) sugiere que es posible que el ciclo se extienda hasta el orden de cien años. A partir de análisis del isótopo Be 10 en el hielo de Groenlandia, se obtuvieron datos de que en los últimos 10.000 años ha habido más de 20 mínimos tan largos.

La duración del ciclo no es constante. El astrónomo suizo Max Waldmeier argumentó que la transición de la actividad solar mínima a la máxima se produce tanto más rápido cuanto mayor es el número máximo de manchas solares registradas en este ciclo.

Inicio y fin del ciclo.

Distribución espaciotemporal del campo magnético sobre la superficie del Sol.

Antiguamente se consideraba que el inicio del ciclo era el momento en el que la actividad solar estaba en su punto mínimo. Gracias a métodos modernos Mediante mediciones, se ha hecho posible determinar el cambio en la polaridad del campo magnético solar, por lo que ahora se toma el momento del cambio en la polaridad de las manchas solares como el comienzo del ciclo.

Los ciclos se identifican por el número de serie, empezando por el primero, anotado en 1749 por Johann Rudolf Wolf. El ciclo actual (abril de 2009) es el número 24.

En el siglo XIX y hasta aproximadamente 1970, existía la corazonada de que había una periodicidad en el cambio en el número máximo de manchas solares. Estos ciclos de 80 años (con los máximos de manchas solares más pequeños en 1800-1840 y 1890-1920) están actualmente asociados con procesos de convección. Otras hipótesis sugieren la existencia de ciclos aún mayores, de 400 años.

Literatura

• Física del espacio. Pequeña enciclopedia, M.: Enciclopedia soviética, 1986

Sol
Estructura	Centro · Zona de transferencia radiativa · Zona convectiva
Atmósfera	Fotosfera · Atmósfera · corona solar
Extendido estructura	Heliosfera (hoja actual heliosférica · Límite de la onda de choque) · manto heliosférico · heliopausa · Onda de choque en la cabeza
Relacionado con el sol fenómenos	Agujeros coronales · Bucles coronales · Eyecciones de masa coronal · Eclipse solar · Manchas solares · antorcha solar · Gránulos · ondas de mourton · Prominencia · Radiación solar (Variaciones solares) · Espículas · supergranulación · viento soleado · Erupción solar
Temas relacionados	sistema solar · Dinamo solar
Clase espectral:

Fundación Wikimedia. 2010.

Vea qué son las “manchas solares” en otros diccionarios:

Cm … Diccionario de sinónimos

Como el sol en el cielo, se secaron en un solo sol, manchas al sol, manchas al sol... Diccionario de sinónimos rusos y expresiones similares. bajo. ed. N. Abramova, M.: Diccionarios de Rusia, 1999. el sol está brillando, (el más cercano a nosotros) estrella, parhelio, ... ... Diccionario de sinónimos

Este término tiene otros significados, ver Sol (significados). Sol... Wikipedia

Antorchas

Los gránulos son elementos pequeños (de unos 1000 km de tamaño), similares a células de forma irregular, que, como una rejilla, cubren toda la fotosfera del Sol, con excepción de manchas solares. Estos elementos de la superficie son la parte superior de las células convectivas que se adentran profundamente en el Sol. En el centro de estas células, la materia caliente asciende desde las capas internas del Sol, luego se extiende horizontalmente por la superficie, se enfría y se hunde en los oscuros límites exteriores de la célula. Los gránulos individuales no duran mucho, sólo unos 20 minutos. Como resultado, la red de granulación cambia constantemente de apariencia. Este cambio es claramente visible en la película (470 kB MPEG), obtenida por el Telescopio Solar de Vacío Sueco. Los flujos dentro de los gránulos pueden alcanzar velocidades supersónicas de más de 7 km por segundo y producir "estallidos" sónicos que conducen a la formación de ondas en la superficie del Sol.

Súper gránulos

Los supergránulos tienen una naturaleza convectiva similar a la de los gránulos ordinarios, pero son notablemente más grandes (alrededor de 35.000 km). A diferencia de los gránulos, que son visibles en la fotosfera con el ojo normal, los supergránulos se revelan con mayor frecuencia por el efecto Doppler, según el cual la radiación proveniente de la materia que se mueve hacia nosotros se desplaza a lo largo del eje de longitud de onda hacia el lado azul, y la radiación de la materia que se mueve hacia nosotros se desplaza a lo largo del eje de longitud de onda hacia el lado azul. de nosotros, cambia al lado rojo. Los supergránulos también cubren toda la superficie del Sol y están en continua evolución. Los supergránulos individuales pueden vivir uno o dos días y tener una velocidad de flujo promedio de aproximadamente 0,5 km por segundo. Los flujos de plasma convectivo dentro de los supergránulos arrastran las líneas del campo magnético hasta los bordes de la célula, donde este campo forma una rejilla cromosférica.

En estas áreas.

El número de manchas solares (y el número de Wolf asociado) es uno de los principales indicadores de la actividad magnética solar.

YouTube enciclopédico

1 / 2

✪ Física del Sol; manchas solares (narrado por Vladimir Obridko)

✪ Manchas solares 26/08/2011. Moscú 14:00 .avi

Subtítulos

Historia del estudio

Los primeros informes de manchas solares se remontan al 800 a.C. mi. en China .

Las manchas fueron representadas por primera vez en 1128 en la crónica de Juan de Worcester.

La primera mención conocida de las manchas solares en la literatura rusa antigua está contenida en la Crónica Nikon, en registros que datan de la segunda mitad del siglo XIV:

había una señal en el cielo, el sol era como sangre, y en él los lugares estaban negros

Había una señal en el sol, los lugares estaban negros al sol, como clavos, y la oscuridad era grande.

Las primeras investigaciones se centraron en la naturaleza de las manchas y su comportamiento. A pesar de que la naturaleza física de las manchas no estuvo clara hasta el siglo XX, las observaciones continuaron. En el siglo XIX ya existía una serie de observaciones de manchas solares lo suficientemente larga como para notar variaciones periódicas en la actividad solar. En 1845, D. Henry y S. Alexander (ing. S. Alejandro) de la Universidad de Princeton realizó observaciones del Sol utilizando un termómetro especial (en:thermopile) y determinó que la intensidad de la radiación de las manchas solares, en comparación con las regiones circundantes del Sol, era reducida.

Aparición

Las manchas surgen como resultado de perturbaciones en secciones individuales del campo magnético del Sol. Al comienzo de este proceso, los tubos de campo magnético "atraviesan" la fotosfera hacia la región de la corona, y el fuerte campo suprime el movimiento convectivo del plasma en los gránulos, impidiendo la transferencia de energía desde las regiones internas hacia el exterior en estos lugares. . Primero aparece una antorcha en este lugar, un poco más tarde y hacia el oeste, un pequeño punto llamado es la hora, de varios miles de kilómetros de tamaño. En el transcurso de varias horas, la inducción magnética aumenta (a valores iniciales de 0,1 tesla) y aumenta el tamaño y el número de poros. Se fusionan entre sí y forman uno o más puntos. Durante el período de mayor actividad de manchas solares, el valor de inducción magnética puede alcanzar 0,4 Tesla.

La vida útil de los tintes alcanza varios meses, es decir. grupos separados Se pueden observar manchas durante varias revoluciones del Sol. Fue este hecho (el movimiento de las manchas observadas a lo largo del disco solar) el que sirvió de base para probar la rotación del Sol y permitió realizar las primeras mediciones del período de revolución del Sol alrededor de su eje.

Las manchas suelen formarse en grupos, pero a veces aparece una única mancha que dura sólo unos días, o un grupo bipolar: dos manchas de diferente polaridad magnética, conectadas por líneas de campo magnético. El punto occidental en tal grupo bipolar se llama "principal", "cabeza" o "punto P" (del inglés anterior), el oriental - "esclavo", "cola" o "punto F" (del inglés siguiente ).

Sólo la mitad de las manchas viven más de dos días y sólo una décima parte vive más de 11 días.

Al comienzo del ciclo de actividad solar de 11 años, aparecen manchas en el Sol en latitudes heliográficas altas (del orden de ±25-30°) y, a medida que avanza el ciclo, las manchas migran al ecuador solar, alcanzando latitudes de ±5-10° al final del ciclo. Este patrón se llama "ley de Spoerer".

Los grupos de manchas solares están orientados aproximadamente paralelos al ecuador solar, pero existe cierta inclinación del eje del grupo con respecto al ecuador, que tiende a aumentar para los grupos ubicados más lejos del ecuador (la llamada "ley de Joy").

Propiedades

La superficie del Sol en la región donde se encuentra la mancha solar se encuentra aproximadamente entre 500 y 700 km más abajo que la superficie de la fotosfera circundante. Este fenómeno se llama "depresión wilsoniana".

Las manchas solares son áreas de mayor actividad en el Sol. Si hay muchos puntos, entonces existe una alta probabilidad de que se produzca una reconexión de líneas magnéticas: las líneas que pasan dentro de un grupo de puntos se recombinan con líneas de otro grupo de puntos que tienen la polaridad opuesta. El resultado visible de este proceso es una llamarada solar. Una ráfaga de radiación que llega a la Tierra provoca fuertes perturbaciones en su campo magnético, perturba el funcionamiento de los satélites e incluso afecta a objetos ubicados en el planeta. Debido a las perturbaciones en el campo magnético de la Tierra, aumenta la probabilidad de que aparezcan auroras boreales en latitudes bajas. La ionosfera terrestre también está sujeta a fluctuaciones en la actividad solar, que se manifiesta en cambios en la propagación de ondas de radio cortas.

Clasificación

Las manchas se clasifican según su vida útil, tamaño y ubicación.

Etapas de desarrollo

El fortalecimiento local del campo magnético, como se mencionó anteriormente, ralentiza el movimiento del plasma en las células de convección, lo que ralentiza la transferencia de calor a la superficie del Sol. El enfriamiento de los gránulos afectados por este proceso (aproximadamente 1000 °C) provoca su oscurecimiento y la formación de una única mancha. Algunos de ellos desaparecen al cabo de unos días. Otros se desarrollan en grupos bipolares de dos puntos, cuyas líneas magnéticas tienen polaridades opuestas. Pueden formar grupos de muchas manchas que, si el área aumenta aún más, penumbra combinan hasta cientos de puntos, alcanzando tamaños de cientos de miles de kilómetros. Después de esto, hay una disminución lenta (durante varias semanas o meses) en la actividad de las manchas y una reducción de su tamaño a pequeños puntos dobles o simples.

Los grupos más grandes de manchas solares siempre tienen un grupo conectado en el otro hemisferio (norte o sur). En tales casos, las líneas magnéticas emergen de puntos en un hemisferio y entran en puntos en el otro.

Tamaños de grupos puntuales

El tamaño de un grupo de manchas suele caracterizarse por su extensión geométrica, así como por el número de manchas que lo componen y su superficie total.

En un grupo puede haber de uno a ciento cincuenta o más lugares. Las áreas de los grupos, que se miden convenientemente en millonésimas del área del hemisferio solar (m.s.p.), varían desde varios m.s.s. hasta varios miles de m.s.p.

El ciclo solar está asociado con la frecuencia de las manchas solares, su actividad y duración de vida. Un ciclo cubre aproximadamente 11 años. Durante los períodos de mínima actividad hay muy pocas o ninguna mancha solar en el Sol, mientras que durante los períodos de máxima puede haber varios cientos de ellas. Al final de cada ciclo, la polaridad del campo magnético solar se invierte, por lo que es más correcto hablar de un ciclo solar de 22 años.

Duración del ciclo

Aunque el ciclo promedio de actividad solar dura alrededor de 11 años, hay ciclos que varían de 9 a 14 años de duración. Los promedios también cambian a lo largo de los siglos. Así, en el siglo XX, la duración media del ciclo era de 10,2 años.

La forma del ciclo no es constante. El astrónomo suizo Max Waldmeier argumentó que la transición de la actividad solar mínima a la máxima se produce más rápido cuanto mayor es el número máximo de manchas solares registradas en este ciclo (la llamada “regla de Waldmeier”).

Inicio y fin del ciclo.

Antiguamente se consideraba el inicio del ciclo el momento en el que la actividad solar estaba en su punto mínimo. Gracias a los métodos de medición modernos, ha sido posible determinar el cambio de polaridad del campo magnético solar, por lo que ahora se considera el momento del cambio de polaridad de las manchas solares como el comienzo del ciclo. [ ]

La numeración de los ciclos fue propuesta por R. Wolf. El primer ciclo, según esta numeración, comenzó en 1749. En 2009 comenzó el 24º ciclo solar.

Datos sobre los ciclos solares recientes

Número de ciclo	Año y mes de inicio	Año y mes de máximo	Número máximo de plazas
18	1944-02	1947-05	201
19	1954-04	1957-10	254
20	1964-10	1968-03	125
21	1976-06	1979-01	167
22	1986-09	1989-02	165
	1996-09	2000-03	139
24	2008-01	2012-12*	87*

• Datos de la última fila: pronóstico

Existe una periodicidad de cambios en el número máximo de manchas solares con un período característico de unos 100 años (“ciclo secular”). Los últimos mínimos de este ciclo se produjeron aproximadamente entre 1800-1840 y 1890-1920. Se supone que existen ciclos de duración aún mayor.

Ningún ser vivo crecerá sin luz de sol. Todo se marchitará, especialmente las plantas. Incluso los recursos naturales (carbón, gas natural, petróleo - son un tipo energía solar, que fue puesto en reserva. Prueba de ello es el carbono que contienen, acumulado por las plantas. Según los científicos, cualquier cambio en la producción de energía solar conducirá inevitablemente a cambios en el clima de la Tierra. ¿Qué sabemos sobre estos cambios? ¿Qué son las manchas solares, las llamaradas y qué significa para nosotros su aparición?

Fuente de vida

Una estrella llamada Sol es nuestra fuente de calor y energía. Gracias a esta luminaria, la vida se sustenta en la Tierra. Sabemos más sobre el Sol que sobre cualquier otra estrella. Esto es comprensible, porque somos parte del sistema solar y estamos ubicados a sólo 150 millones de kilómetros de él.

De gran interés para los científicos son las manchas solares que aparecen, se desarrollan y desaparecen, y aparecen otras nuevas en lugar de las desaparecidas. A veces se pueden formar manchas gigantes. Por ejemplo, en abril de 1947 fue posible observar una mancha compleja en el Sol con un área superior a superficie de la Tierra¡350 veces! Se podía observar a simple vista.

Estudio de procesos en la luminaria central.

Hay grandes observatorios que tienen a su disposición telescopios especiales para estudiar el Sol. Gracias a estos equipos, los astrónomos pueden descubrir qué procesos tienen lugar en el Sol y cómo afectan a la vida en la Tierra. Además, al estudiar los procesos solares, los científicos pueden aprender más sobre otros objetos estelares.

energía solar en capa superficial sale en forma de luz. Los astrónomos han registrado una diferencia significativa en la actividad solar, como lo demuestran las manchas solares que aparecen en la estrella. Representan áreas menos brillantes y más frías del disco solar en comparación con el brillo general de la fotosfera.

formaciones solares

Los puntos grandes son bastante complejos. Se caracterizan por una penumbra que rodea la zona oscura de la sombra y tiene un diámetro de más del doble del tamaño de la propia sombra. Si observas manchas solares en el borde del disco de nuestra estrella, da la impresión de que se trata de un plato hondo. Se ve así porque el gas en las manchas es más transparente que en la atmósfera circundante. Por tanto, nuestra mirada penetra más profundamente. Temperatura de sombra 3(4) x 10 3 K.

Los astrónomos han descubierto que la base de una mancha solar típica se encuentra a 1.500 kilómetros por debajo de la superficie que la rodea. Este descubrimiento fue realizado por científicos de la Universidad de Glasgow en 2009. El grupo astronómico estaba encabezado por F. Watson.

Temperatura de las formaciones solares.

Curiosamente, el tamaño de las manchas solares puede ser pequeño, con un diámetro de 1.000 a 2.000 km, o gigantesco. Las dimensiones de este último superan significativamente las del mundo.

La propia mancha solar es el lugar por donde los campos magnéticos más fuertes entran en la fotosfera. Al reducir el flujo de energía, los campos magnéticos provienen de las profundidades del Sol. Por tanto, en la superficie, en los lugares donde hay manchas solares, la temperatura es aproximadamente 1500 K menor que en la superficie circundante. En consecuencia, estos procesos hacen que estos lugares sean menos luminosos.

Las formaciones oscuras del Sol forman grupos de manchas grandes y pequeñas que pueden ocupar un área impresionantemente grande en el disco de la estrella. Sin embargo, el panorama de las formaciones es inestable. Está en constante cambio, ya que las manchas solares también son inestables. Ellos, como se mencionó anteriormente, surgen, cambian de tamaño y se descomponen. Sin embargo, la vida útil de los grupos de formaciones oscuras es bastante larga. Puede durar de 2 a 3 revoluciones solares. El período de rotación del Sol dura aproximadamente 27 días.

Descubrimientos

Cuando el Sol cae por debajo del horizonte, se pueden ver las manchas más grandes. Así estudiaron los astrónomos chinos la superficie solar hace 2.000 años. En la antigüedad se creía que las manchas eran consecuencia de procesos que ocurrían en la Tierra. En el siglo XVII esta opinión fue refutada por Galileo Galilei. Gracias al uso del telescopio pudo realizar muchos descubrimientos importantes:

• sobre la aparición y desaparición de manchas;
• sobre cambios de tamaño y formaciones oscuras;
• la forma que tienen las manchas negras en el Sol cambia a medida que se acercan al límite del disco visible;
• Al estudiar el movimiento de las manchas oscuras a través del disco solar, Galileo demostró la rotación del Sol.

Entre todas las manchas pequeñas suelen destacar dos grandes, que forman un grupo bipolar.

En 1859, el 1 de septiembre, dos astrónomos ingleses observaron de forma independiente el Sol en luz blanca. Se trataba de R. Carrington y S. Hodgson. Vieron algo parecido a un rayo. De repente brilló entre un grupo de manchas solares. Este fenómeno se denominó más tarde llamarada solar.

Explosiones

¿Qué características tienen las erupciones solares y cómo se producen? Brevemente: se trata de una explosión muy poderosa en la luminaria principal. Gracias a ello, se libera rápidamente una gran cantidad de energía acumulada en la atmósfera solar. Como sabéis, el volumen de esta atmósfera es limitado. Los brotes ocurren con mayor frecuencia en áreas consideradas neutrales. Están ubicados entre los grandes puntos bipolares.

Como regla general, las erupciones solares comienzan a desarrollarse con un aumento brusco e inesperado del brillo en el lugar de la erupción. Esta es una región de la fotosfera más brillante y caliente. Después de esto, se produce una explosión de proporciones catastróficas. Durante la explosión, el plasma se calienta de 40 a 100 millones de K. Estas manifestaciones se pueden observar en la amplificación múltiple de la radiación ultravioleta y de rayos X de las ondas cortas del Sol. Además, nuestra estrella emite un sonido potente y expulsa corpúsculos acelerados.

¿Qué procesos tienen lugar y qué le sucede al Sol durante las llamaradas?

A veces ocurren llamaradas tan poderosas que generan rayos cósmicos solares. Los protones de los rayos cósmicos alcanzan la mitad de la velocidad de la luz. Estas partículas son portadoras de energía mortal. Pueden penetrar fácilmente en el cuerpo. astronave y destruir organismos vivos a nivel celular. Por lo tanto, las naves solares representan un gran peligro para la tripulación, que se ve sorprendida por un destello repentino durante el vuelo.

Así, el Sol emite radiación en forma de partículas y ondas electromagnéticas. El flujo total de radiación (visible) siempre permanece constante. Y con una precisión de una fracción de por ciento. Siempre se pueden observar llamaradas débiles. Los grandes ocurren cada pocos meses. Durante los años de máxima actividad solar, se observan grandes llamaradas varias veces al mes.

Al estudiar lo que le sucede al Sol durante las llamaradas, los astrónomos han podido medir la duración de estos procesos. Un pequeño destello dura de 5 a 10 minutos. El más poderoso - hasta varias horas. Durante la llamarada, se expulsa plasma con una masa de hasta 10 mil millones de toneladas al espacio alrededor del Sol. ¡Esto libera energía equivalente a decenas o cientos de millones de bombas de hidrógeno! Pero la potencia de incluso las llamaradas más grandes no superará las centésimas de porcentaje de la potencia de la radiación solar total. Es por eso que durante una llamarada no se nota un aumento en la luminosidad del Sol.

Transformaciones solares

5800 K es aproximadamente la misma temperatura en la superficie del Sol, y en el centro alcanza los 16 millones de K. Se observan burbujas (granulosidad) en la superficie solar. Sólo se pueden ver con un telescopio solar. A través del proceso de convección que ocurre en la atmósfera solar, desde capas inferiores La energía térmica se transfiere a la fotosfera y le da una estructura espumosa.

No sólo es diferente la temperatura en la superficie del Sol y en su centro, sino también la densidad y la presión. Todos los indicadores aumentan con la profundidad. Como la temperatura en el núcleo es muy alta, allí se produce una reacción: el hidrógeno se convierte en helio y se libera una gran cantidad de calor. De este modo se evita que el Sol se comprima bajo la influencia de su propia gravedad.

Es interesante que nuestra estrella sea una única estrella típica. Masa y tamaño de la estrella Sol en diámetro, respectivamente: 99,9% de la masa de los objetos. sistema solar y 1,4 millones de kilómetros. Al Sol, como estrella, le quedan 5 mil millones de años de vida. Poco a poco se irá calentando y aumentando de tamaño. En teoría, llegará un momento en el que se consumirá todo el hidrógeno del núcleo central. El sol será 3 veces su tamaño actual. Con el tiempo se enfriará y se convertirá en una enana blanca.