Главная  Карта сайта  Форум

 


 

 

 

 

 

 

Наши друзья:

Астрономия

Телескопы

Наблюдения

Астрофотография

Статьи

Сувениры NEW

 

Природа

 

Разное

 

Наблюдения Солнца в диапазоне H-альфа - Магнитная классификация групп солнечных пятен

стр. 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7

Солнечная активность

 

Ранняя стадия солнечного цикла (белый свет). Слева - начало цикла (0-1.5 лет), справа - начальное восхождение (1.5-3 лет).

Середина солнечного цикла (белый свет). Слева - около максимума (3-4.5 лет), справа - пост-максимум (4.5-6 лет).

Конец солнечного цикла (белый свет). Слева - последний спад (6-8.5 лет), справа - около минимума (8.5-11 лет).

Число и магнитная полярность солнечных пятен изменяется в соответствии с 11-летним циклом (22 лет для магнитного цикла.) Около 18 месяцев перед концом старого цикла, первые солнечные пятна нового цикла могут начать появляться в широтах, приблизительно 25 град. севера и юга. В это же время, пятна старого цикла обычно простираются вдоль обеих сторон экватора.

После того, как исчезают пятна старого цикла, пятна нового появляются в больших количествах и размерах, формируя отдельные группы. Такие группы солнечных пятен обычно состоят из одного большого "ведущего" пятна или группы, с хвостом из меньших пятен, тянущихся вдоль направления вращения Солнца за ведомыми. Размах широт в активности на Солнце обычно сигнализирует вступление нового цикла: полушария формируют два пояса активности, которые дрейфуют к экватору по мере того, как цикл набирает силу.

В середине цикла обычно наблюдается максимум числа солнечных пятен. В такое время пояса активности расположены на расстоянии в 40 град. друг от друга и имеют свои центры на 20 град. северной и южной широтах. Несколько короткоживущих пятен было замечено на широтах до 70 град. С/Ю. В середине цикла образовываются очень большие и сложные группы пятен со сложной магнитной структурой.

В последующие несколько лет будет появляться всё меньше пятен. Большинство из них будут располагаться на низких широтах и иметь небольшие размеры. Во время около мининмума, почти не будет пятен, а те, которые появятся, обычно будут располагаться на широтах около 7 град. С/Ю.

 

ГРУППЫ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН: солнечные пятна зачастую формируются в магнитно связанные биполярные группы. Каждый из концов группы представляет собой полюс локального магнитного поля, который называется трубкой потока - flux tube. Магнитнаую конфигурацию такой трубки потока (или "диполи") обычно можно описать правилами Гейла-Николсона, которые гласят, что полярность ведущего пятна является доминирующем лидером в большинстве групп 11-летнего цикла. (прим. пер.: тут не совсем ясно из прямого перевода; я бы добавил, что пятна с полярностью, идентичной полярности полушария в котором они находятся, скорее становятся ведущими в группе на протяжение всего 11-летнего цикла.) Например: в северном полушарии Солнца, ведущие пятна, обозначенные "p" (лат.) - предшествующие [остальным пятнам из этой же группы], будут иметь северную полярность, а пятна той же группы, ведомые лидером и обозначенные "f" - последователи, будут иметь южную полярность. Ведущие пятна в южном полушарии, соответственно, будут иметь южную полярность, а их последователи - северную. Такая ориентация полярностей будет сохраняться до следующего минимума, после которого полярности полушарий поменяются местами.

 

Магнитная ось солнечных групп обычно немного наклонена к линии запад-восток Солнца (по закону Джоя), от 3 град. около экватора до 11 град. на солнечных широтах 30 град. С/Ю, и ведущие пятна стремятся расположиться ближе к экватору. Если ось изначально была сильно наклонена, вся группа будет вращаться, пока ось не будет более-менее параллельной экватору. Ведущие пятна "p" в большинстве групп обычно более развиты и имеют большие размеры, чем их последователи - пятна "f", которые в свою очередь обычно преобладают в количестве. Пятна, с полярностью идентичной ведущим пятнам "p", стремятся к западу, во главу группы. Если группа изначально была сформирована во главе с пятнами, полярность которых, идентична "f" (группы с перевёрнутой полярностью), то такая группа быстро разрушится, или же пятно "p" или вся область с этой полярностью будет "проталкиваться" на запад через магнитные поля пятен "f", разрывая их и, возможно, производя солнечные вспышки до тех пор, пока пятно не окажется на своём законном месте лидера.

 

Солнечные пятна обычно стремятся быть симметричными и стабильными, если рядом нет сильного магнитного среза от исходящего излучения или если они не проходят через область с полярностью противоположного знака. Стоит отметить, что магнитный срез может заставить большую часть полутени пятна исказиться или исчезнуть вообще. Большие пятна обычно формируются из-за сливания более мелких и достигают до 182,000 км в длину. Такие большие пятна часто имеют в основе несколько трубок потока, т.к. длина отдельно взятых магнитных диполей редко когда превышает 50,000 км.

 

Магнитная классификация групп солнечных пятен по  MT. WILSON

 

Альфа: Одно доминирующее пятно, часто сопряжённое с флоккулом полярности противоположного знака.


Бета: Пара доминирующих пятен с полярностями противоположными знаками (биполярная группа - ведущий и ведомый.)


Гамма: Сложные группы с неправильным распределением полярностей.


Бета-Гамма: Биполярные группы, имеющие более, чем одну линию полярной инверсии север-юг.


Дельта: Тени противоположных полярностей, окружённые одной полутенью.

 

Суффиксы "p" и "f" используются для обозначения доминирующих пятен в группе, имеющих полярность, идентичную ведущему ("p") или ведомому ("f") пятну. Больше половины наблюдаемых групп - бета-p или альфа-p, а большие группы обычно бета-p, бета-гамма или дельта. Группы класса дельта обычно наиболее активны и часто являются местом происхождения наибольших солнечных вспышек.

 

 


 

стр. 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7

Рейтинг@Mail.ru Rambler's Top100