Aktywność słoneczna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Aktywność słoneczna w ostatnich 30 latach. Oznaczenia wykresów: Irradiancja (dzienna/roczna), Plamy słoneczne, Rozbłysk słoneczny, Strumień radiowy 10,7 cm

Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła, oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy.

Z polami magnetycznymi Słońca wiążą się liczne zjawiska i to one właśnie stanowią o aktywności słonecznej. Przejawia się ona w fotosferze w postaci plam i pochodni; w chromosferze jako rozbłyski i protuberancje; w koronie słonecznej jako rozbłyski i wyrzuty materii.

Jasność Słońca monitorowana jest w wielu programach wykorzystujących satelity. Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE) oraz Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics (TIMED) mierzą całkowitą irradiancję Słońca (stałą słoneczną) jednocześnie z pomiarami spektralnego rozkładu promieniowania (irradiancja spektralna). Pomiary te pokazują, że emisja promieniowania w ultrafiolecie (o długości fali krótszej niż 315 nm) zmienia się znacząco w czasie cyklu jedenastoletniego. Całkowite zmiany irradiancji wynoszą około 0,1% (od wartości średniej 1366,1 W/m2).

Cykl aktywności słonecznej[edytuj | edytuj kod]

Podstawowy okres zmian aktywności słonecznej wynosi około 11 lat. W jednym takim cyklu Słońce zmienia poziom aktywności od minimum do następnego minimum.

Miarą aktywności jest tzw. liczba Wolfa, którą opisuje wzór:

\displaystyle R=(10g+p)k

gdzie:

R – liczba Wolfa,
g – obserwowana liczba grup plam,
p – łączna liczba plam widocznych na Słońcu,
k – współczynnik zależny od użytego instrumentu, służy do porównywania wyników różnych obserwatoriów.

Miejsce występowania plam (szerokość heliograficzną) przedstawia się na tzw. diagramie motylkowym. Zasięg obszaru występowania plam pozwala ocenić fazę cyklu.

Wnioskiem z badań zmian obfitości izotopu węgla 14C jest hipoteza o występowaniu absolutnych minimów, kiedy liczba plam słonecznych spada prawie do zera. Przedostatnie takie minimum miało miejsce od około roku 1650 do 1715, było tzw. minimum Maundera, zaś ostatnie to minimum Daltona, ale wówczas stwierdzono jedynie mniej plam w maksimach, a nie zupełny ich brak.

W czasie maksymalnej aktywności jasność Słońca wzrasta. Wzrasta również temperatura atmosfery Ziemi na skutek zwiększonej absorpcji promieniowania. W troposferze jest to wzrost o około 0,1 K, 50 km wyżej wrasta o około 1 K, a na wysokości 500 km wzrasta o 400 K. Rudolf Wolf zrekonstruował cykle słoneczne wstecz do roku 1610. Na podstawie tych wyników nazwano lata 1755–1766 cyklem słonecznym 1.

W fazie dużej aktywności Słońca całkowita koncentracja ozonu w atmosferze Ziemi zmniejsza się o kilka procent wskutek aktywności rozbłyskowej. Porozbłyskowe zaburzenia magnetyzmu ziemskiego, które są wówczas znacznie częstsze, mogą istotnie zmieniać koncentrację elektronów, jak i całkowitą liczbę tych cząstek w jonosferze, czyli do wysokości 1000 km. Może to powodować znaczne błędy w funkcjonowaniu urządzeń typu GPS, gdyby używać jedynie jednej częstotliwości. Taki jednowiązkowy pomiar to jednocześnie metoda wyznaczania kolumnowej gęstości elektronów w jonosferze.

Aktywność słoneczna wykrywalna jest we wszystkich pasmach długości fal elektromagnetycznych dostępnych obserwacji. Astronom amator Samuel Heinrich Schwabe wykazał w 1844 roku fakt zmieniającej się cyklicznie łącznej liczby grup plam mniej więcej co 10 lat. Prowadzone przez Szwajcara Rudolfa Wolfa systematyczne obserwacje potwierdziły istnienie jedenastoletniego cyklu zmiany liczby plam na powierzchni Słońca.

W przybliżeniu co jedenaście lat Słońce wchodzi w nową fazę, kiedy jego aktywność magnetyczna zwiększa się i osiąga maksimum w ciągu 3-5 lat po okresie minimum. Następnie aktywność maleje przez około 6-7 lat i wraca do małej aktywności. W maksimum cyklu pojawia się duża liczba plam.

Aktualny cykl słoneczny[edytuj | edytuj kod]

Zgodnie z jedenastoletnim cyklem liczba plam słonecznych powinna zacząć rosnąć w 2005 roku, zapoczątkowując 24. cykl aktywności słonecznej. Jednak początek 24. cyklu wyznaczono na styczeń 2009 roku na podstawie zmian wartości uciąglonej liczby Wolfa oraz skorelowanych z aktywnością słoneczną zmian w wielkości strumienia promieniowania radiowego rejestrowanego na długości fali 10,7 cm.

Według kolejnych doniesień:

  • W drugiej połowie 2006 roku przy pomocy satelity SOHO zaobserwowano plamę o innej niż w poprzednim cyklu biegunowości, zapoczątkowującą nowy cykl jedenastoletni. Jej wielkość była bardzo mała, ale niedługo potem ukazała się kolejna, o wiele większa plama, w której, kilka tygodni po zaobserwowaniu, rejestrowano częste rozbłyski słoneczne i wyrzuty masy.
  • W styczniu 2008 aktywność magnetyczna Słońca zaczęła wzrastać[1].
  • Aktywność Słońca, która jeszcze w pierwszej połowie 2010 roku utrzymywała się na niskim poziomie[2], wzrosła potem znacznie w czasie kilkunastu miesięcy. Dobowa liczba Wolfa przekroczyła 200 w drugiej połowie 2011 roku[3], a podobnie liczne plamy pojawiły się w maju 2013 roku. W połowie listopada, po okresie mniejszej aktywności, gdy sięgała czasem kilkunastu, przekroczyła 270.

Przypisy

  1. Zaspane Słońce. „Świat Nauki”. 11 (207), s. 19, 2008. 
  2. Bardzo słabe maksimum słoneczne?. Kosmonauta.net. [dostęp 2010-12-24].
  3. Bazy danych National Oceanic and Atmospheric Administration

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  1. Woods, T. N. i J.Lean, Anticipating the next decade of Sun-Earth system variations, EOS, 88, 30 października 2007.
  2. Backward Sunspot, NASA.gov, 15 sierpnia 2006.
  3. NOAA Predicts Solar Cycle 24, 8 maja 2009.
  4. Deep Solar Minimum, 1 kwietnia 2009.
  5. "Niebo na weekend." Przemysław Rudź

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]