Допомогли древні тексти: вчені знайшли загадкову аномалію в активності Сонця

Записи про полярні сяйва, які зберігаються в стародавніх текстах з Кореї, вказали, що під час «мінімуму Маундера» між 1645 і 1715 роками сонячні цикли були на кілька років коротші, ніж зараз, повідомляє Space.com.

Наша зірка знаходиться у постійному русі. Він відбувається через періоди підвищеної активності, відомі як сонячний максимум. Тоді сонячні спалахи та магнітні бурі стають більш частими та потужними. А також періоди низької активності, відомі як сонячний мінімум, коли магнітні бурі стають дуже рідкісними.

В даний час Сонцю потрібно близько 11 років, щоб завершити цикл. Вчені можуть прорахувати, на якому етапі циклу знаходиться зірка, спостерігаючи за кількістю плям на її поверхні.

Але архівні дані свідчать, що змінюватися може як сонячна активність, так і тривалість циклу. Так, архівні записи з Кореї вказали, що цикл активності Сонця колись був на три роки коротшим, ніж зараз. Ця аномалія виникла під час так званого “мінімуму Маундера”, який спостерігався понад 300 років тому.

Мінімум Маундера, який іноді називають Великим сонячним мінімумом, був періодом значного зниження сонячної активності між 1645 та 1715 роками, коли сонячні плями «фактично зникли». Назву йому дали на честь англійського астронома Едварда Уолтера Маундера.

Сонячна активність на той час була настільки низькою, що призвела до падіння глобальних температур. Цей період навіть називали “міні льодовиковим періодом”. Водночас це могло бути пов’язане з активними виверженнями вулканів у той час.

Новий аналіз архівних даних показав, що цикл активності Сонця під час мінімуму Маундера тривав лише вісім років. Дослідники вивчили дані про полярні сяйва, які були записані в хроніках від імені корейських королів. Серед іншого, вони містять докладні щоденні звіти про королівські справи, державні справи, погоду та астрономічні явища, що відбулися на Корейському півострові між 918 і 1910 роками.

В астрономічних розділах літописів часто йдеться про «червону пару» або «пару, подібну до світла багаття». Вчені вважають, що цей опис відноситься до Західно-Тихоокеанської аномалії (WPA) – області над Кореєю, де часто спостерігаються червоні полярні сяйва, хоча вона знаходиться далеко від полюсів. На відміну від інших полярних сяйв, WPA збереглися, незважаючи на зниження сонячної активності, оскільки магнітне поле Землі в цьому районі тонше, що робить їх чудовим індикатором проходження сонячного циклу.

І дати появи цих полярних сяйв вказують на те, що сонячне випромінювання слідувало восьмирічному циклу.

Що впливає на сонячний цикл у такій довгостроковій перспективі, неясно. Чому сонячні цикли скоротилися тим часом, також невідомо.

Нагадаємо, вчені заявили про те, що Сонце швидко підходить до піку у своїй активності. За словами експертів, сонячний максимум може настати вже наприкінці 2023 року набагато раніше, ніж прогнозувалося.

Допомогли древні тексти: вчені знайшли загадкову аномалію в активності Сонця

Записи про полярні сяйва, які зберігаються в стародавніх текстах з Кореї, вказали, що під час «мінімуму Маундера» між 1645 і 1715 роками сонячні цикли були на кілька років коротші, ніж зараз, повідомляє Space.com.

Наша зірка знаходиться у постійному русі. Він відбувається через періоди підвищеної активності, відомі як сонячний максимум. Тоді сонячні спалахи та магнітні бурі стають більш частими та потужними. А також періоди низької активності, відомі як сонячний мінімум, коли магнітні бурі стають дуже рідкісними.

В даний час Сонцю потрібно близько 11 років, щоб завершити цикл. Вчені можуть прорахувати, на якому етапі циклу знаходиться зірка, спостерігаючи за кількістю плям на її поверхні.

Але архівні дані свідчать, що змінюватися може як сонячна активність, так і тривалість циклу. Так, архівні записи з Кореї вказали, що цикл активності Сонця колись був на три роки коротшим, ніж зараз. Ця аномалія виникла під час так званого “мінімуму Маундера”, який спостерігався понад 300 років тому.

Мінімум Маундера, який іноді називають Великим сонячним мінімумом, був періодом значного зниження сонячної активності між 1645 та 1715 роками, коли сонячні плями «фактично зникли». Назву йому дали на честь англійського астронома Едварда Уолтера Маундера.

Сонячна активність на той час була настільки низькою, що призвела до падіння глобальних температур. Цей період навіть називали “міні льодовиковим періодом”. Водночас це могло бути пов’язане з активними виверженнями вулканів у той час.

Новий аналіз архівних даних показав, що цикл активності Сонця під час мінімуму Маундера тривав лише вісім років. Дослідники вивчили дані про полярні сяйва, які були записані в хроніках від імені корейських королів. Серед іншого, вони містять докладні щоденні звіти про королівські справи, державні справи, погоду та астрономічні явища, що відбулися на Корейському півострові між 918 і 1910 роками.

В астрономічних розділах літописів часто йдеться про «червону пару» або «пару, подібну до світла багаття». Вчені вважають, що цей опис відноситься до Західно-Тихоокеанської аномалії (WPA) – області над Кореєю, де часто спостерігаються червоні полярні сяйва, хоча вона знаходиться далеко від полюсів. На відміну від інших полярних сяйв, WPA збереглися, незважаючи на зниження сонячної активності, оскільки магнітне поле Землі в цьому районі тонше, що робить їх чудовим індикатором проходження сонячного циклу.

І дати появи цих полярних сяйв вказують на те, що сонячне випромінювання слідувало восьмирічному циклу.

Що впливає на сонячний цикл у такій довгостроковій перспективі, неясно. Чому сонячні цикли скоротилися тим часом, також невідомо.

Нагадаємо, вчені заявили про те, що Сонце швидко підходить до піку у своїй активності. За словами експертів, сонячний максимум може настати вже наприкінці 2023 року набагато раніше, ніж прогнозувалося.

15.2: Сонячний цикл

До винаходу телескопа Сонце вважалося незмінною і досконалою сферою. Тепер ми знаємо, що Сонце знаходиться у вічному стані змін: його поверхня – вируючий, буркучий котел гарячого газу. Ділянки, які темніші і прохолодніші, ніж решта поверхні, приходять і йдуть. Величезні шлейфи газу вивергаються в хромосферу і корону. Іноді на Сонці трапляються навіть гігантські вибухи, які посилають величезні стримери заряджених частинок та енергії, що мчать до Землі. Коли вони прибувають, це може спричинити відключення електроенергії та інші серйозні наслідки для нашої планети.

Сонячні плями

Перші свідчення того, що Сонце змінює, прийшли в результаті досліджень сонячних плям, які представляють собою великі, темні риси обличчя, помічені на поверхні Сонця, викликаних підвищеною магнітною активністю. Вони виглядають темнішими, оскільки плями, як правило, знаходяться при температурі близько 3800 К, тоді як світлі області, які їх оточують, знаходяться на рівні близько 5800 К (рис. \(\PageIndex\) ). Іноді ці плями досить великі, щоб їх було видно неозброєним оком, і у нас є записи, що сягають понад тисячу років від спостерігачів, які помітили їх, коли серпанок або туман зменшували інтенсивність Сонця. (Ми підкреслюємо те, що напевно сказали вам ваші батьки: дивлячись на Сонце навіть короткий час може спричинити постійне пошкодження очей. Це одна область астрономії, де ми не заохочуємо вас робити власні спостереження, не отримуючи ретельних інструкцій або фільтрів від вашого інструктора.)

Малюнок \(\PageIndex\) Сонячні плями. Це зображення сонячних плям, більш прохолодних і, отже, темних областей на Сонці, було зроблено в липні 2012 року. Ви можете побачити темну центральну область кожної сонячної плями (званої умбра), оточену менш темною областю (півтінню). Найбільша пляма, показана тут, становить близько 11 Землі шириною. Хоча сонячні плями з’являються темними, коли їх бачать поруч з більш гарячими газами фотосфери, середня сонячна пляма, вирізана з сонячної поверхні і залишилася стоячи на нічному небі, була б приблизно такою ж яскравою, як повний місяць. Строкатий вигляд поверхні Сонця – грануляція.

Хоча ми розуміємо, що сонячні плями виглядають темнішими, оскільки вони прохолодніші, вони все ж гарячіші, ніж поверхні багатьох зірок. Якби їх можна було прибрати від Сонця, вони б яскраво сяяли. Вони здаються темними тільки на контрасті з більш гарячою, яскравою фотосферою навколо них.

Окремі сонячні плями приходять і йдуть, тривалість життя становить від декількох годин до декількох місяців. Якщо пляма триває і розвивається, воно зазвичай складається з двох частин: внутрішньої темнішої серцевини, умбри та навколишньої менш темної області – півтіні. Багато плям стають набагато більшими за Землю, і деякі, як найбільший, показаний на малюнку \(\PageIndex\) , досягли діаметрів понад 140 000 кілометрів. Нерідко плями виникають групами від 2 до 20 і більше. Найбільші групи дуже складні і можуть мати понад 100 плям. Як і бурі на Землі, сонячні плями не фіксуються в положенні, але вони дрейфують повільно в порівнянні з обертанням Сонця.

Записуючи видимі рухи сонячних плям, коли обертається Сонце проводило їх через свій диск (рис. \(\PageIndex\) ), Галілей у 1612 році продемонстрував, що Сонце обертається навколо своєї осі з періодом обертання приблизно 1 місяць. Наша зірка обертається у напрямку із заходу на схід, подібно до орбітальних рухів планет. Сонце, однак, є газом і не повинно обертатися жорстко, як це робить тверде тіло, як це робить Земля. Сучасні спостереження показують, що швидкість обертання Сонця змінюється залежно від широти, тобто вона різна, коли ви йдете на північ або південь від екватора Сонця. Період обертання становить близько 25 днів на екваторі, 28 днів на широті 40° та 36 днів на 80° широти. Ми називаємо таку поведінку диференціальним обертанням.

Малюнок \(\PageIndex\) Сонячні плями обертаються по поверхні Сонця. Ця послідовність фотографій поверхні Сонця відстежує рух сонячних плям по видимій півкулі Сонця. 30 березня 2001 року ця група сонячних плям поширилася на площу приблизно в 13 разів більше діаметра Землі. Цей регіон викликав багато спалахів і викидів корональної маси.

Цикл сонячних плям

Між 1826 і 1850 роками Генріх Швабе, німецький фармацевт і астроном-аматор, щоденно реєстрував кількість сонячних плям. Те, що він дійсно шукав, – це планета всередині орбіти Меркурія, яку він сподівався знайти, спостерігаючи за її темним силуетом, коли він проходив між Сонцем і Землею. Йому не вдалося знайти сподівану планету, але його старанність окупилася ще більш важливим відкриттям: циклом сонячних плям. Він виявив, що кількість сонячних плям змінюється систематично, циклами довжиною близько десятиліття.

Швабе спостерігав, що, хоча окремі плями недовговічні, загальна кількість видимих на Сонці в будь-який час, ймовірно, буде дуже набагато більшою в певний час – періоди максимуму сонячних плям – ніж в інший час – періоди мінімальної сонячної плями. Тепер ми знаємо, що максимуми сонячних плям виникають із середнім інтервалом 11 років, але інтервали між послідовними максимумами коливалися від 9 років до 14 років. Під час максимумів сонячних плям часто можна побачити відразу більше 100 плям. Навіть тоді менше половини одного відсотка поверхні Сонця покрито плямами (рис \(15.3.5\) . Розділ 15.3). Під час сонячних плям мінімумів іноді не видно плям. Активність Сонця досягла свого останнього максимуму в 2014 році.

Перегляньте це коротке відео з Центру космічних польотів Годдарда НАСА, яке пояснює цикл сонячних плям.

Магнетизм і сонячний цикл

Тепер, коли ми обговорили цикл активності Сонця, ви можете запитати: «Чому Сонце змінюється таким регулярним чином?» Астрономи тепер розуміють, що саме мінливе магнітне поле Сонця керує сонячною активністю.

Сонячне магнітне поле вимірюється за допомогою властивості атомів, які називаються ефектом Зеемана. Нагадаємо з випромінювання і спектрів, що атом має багато енергетичних рівнів і що спектральні лінії утворюються при переході електронів з одного рівня на інший. Якщо кожен енергетичний рівень точно визначений, то різниця між ними теж досить точна. Оскільки електрон змінює рівні, результатом є різка вузька спектральна лінія (або лінія поглинання, або емісійна лінія, залежно від того, збільшується або зменшується енергія електрона при переході).

При наявності сильного магнітного поля, однак, кожен енергетичний рівень розділений на кілька рівнів, дуже близьких один до одного. Поділ рівнів пропорційно напруженості поля. В результаті спектральні лінії, що утворюються при наявності магнітного поля, є не поодинокими лініями, а серією дуже близько розташованих ліній, відповідних підрозділам рівнів атомної енергії. Це розщеплення ліній при наявності магнітного поля – це те, що ми називаємо ефектом Зеемана (після голландського вченого, який вперше відкрив його в 1896 році).

Вимірювання ефекту Зеемана в спектрах світла з областей сонячної плями показують, що вони мають сильні магнітні поля (рис. \(\PageIndex\) ). Майте на увазі, що магніти завжди мають північний полюс і південний полюс. Всякий раз, коли сонячні плями спостерігаються парами або групами, що містять дві основні плями, одна з плям зазвичай має магнітну полярність магнітного полюса, який шукає північ, а інший має протилежну полярність. Більше того, під час даного циклу провідні плями пар (або провідні принципові плями груп) у Північній півкулі, як правило, мають однакову полярність, тоді як ті, що знаходяться в Південній півкулі, як правило, мають протилежну полярність.

Малюнок \(\PageIndex\) Ефект Зеємана. Ці фотографії показують, як магнітні поля в сонячних плямах вимірюються за допомогою ефекту Зеємана. (ліворуч) Вертикальна чорна лінія вказує положення щілини спектрографа, через яку пропускається світло для отримання спектра в (праворуч).

Однак під час наступного циклу сонячних плям полярність провідних плям змінюється в кожній півкулі. Наприклад, якщо протягом одного циклу провідні плями в Північній півкулі мали полярність полюса, що шукає північ, то провідні плями в Південній півкулі мали б полярність полюса, що шукає південь. Під час наступного циклу провідні плями в Північній півкулі мали б полярність, що шукає південь, тоді як ті, що знаходяться в Південній півкулі, мали б полярність, що шукає північ. Тому, строго кажучи, цикл сонячної плями не повторюється щодо магнітної полярності, поки не пройдуть два 11-річних циклу. Візуальне зображення магнітних полів Сонця, зване магнітограмою, може бути використано для того, щоб побачити взаємозв’язок між сонячними плямами та магнітним полем Сонця (рис. \(\PageIndex\) ).

\(\PageIndex\) Малюнок Магнітограма і Сонячний цикл. На зображенні зліва, званому магнітограмою, ми бачимо магнітну полярність сонячних плям. Чорні області – це місце, де магнетизм спрямований на ядро Сонця, тоді як білі області – там, де він спрямований від ядра, до нас. Ця драматична послідовність праворуч показує цикл активності Сонця. 10 карт магнітного поля на поверхні Сонця охоплюють період 7,5 років. Дві магнітні полярності (N і S) магнітного поля показані проти синього диска від темно-синього до чорного (N) і від світло-синього до білого (S). Найраніший знімок, зроблений 8 січня 1992 року, знаходиться внизу ліворуч і був зроблений відразу після сонячного максимуму. Кожне зображення, зліва направо навколо дуги, було зроблено на півтора-один рік після попереднього. Останнє зображення було зроблено 25 липня 1999 року, коли Сонце наближалося до наступного сонячного максимуму. Зверніть увагу на кілька яскравих закономірностей на магнітних картах: напрямок від білої до чорної полярності в Південній півкулі протилежний тому, що в Північній півкулі.

Чому Сонце такий сильний і складний магніт? Астрономи виявили, що саме динамо Сонця генерує магнітне поле. Динамо – це машина, яка перетворює кінетичну енергію (тобто енергію руху) в електрику. На Землі динамо зустрічаються на електростанціях, де, наприклад, енергія вітру або проточної води використовується для того, щоб турбін оберталися. У Сонці джерелом кінетичної енергії є збивання турбулентних шарів іонізованого газу всередині Сонця, про що ми згадували раніше. Вони генерують електричні струми – рухомі електрони – які, в свою чергу, генерують магнітні поля.

Більшість сонячних дослідників сходяться на думці, що сонячне динамо розташовується в зоні конвекції або в інтерфейсному шарі між зоною конвекції і випромінювальної зоною під нею. Коли магнітні поля з динамо Сонця взаємодіють, вони розриваються, знову з’єднуються і піднімаються через поверхню Сонця.

Слід сказати, що, хоча у нас є хороші спостереження, які показують нам, як Сонце змінюється протягом кожного сонячного циклу, все ще дуже важко побудувати фізичні моделі чогось такого складного, як Сонце, що може задовільно пояснити, чому воно змінюється. Дослідники поки не розробили загальноприйняту модель, яка детально описує фізичні процеси, які керують сонячним циклом. Розрахунки дійсно показують, що диференціальне обертання (ідея про те, що Сонце обертається з різною швидкістю на різних широтах) і конвекція трохи нижче сонячної поверхні можуть скручувати і спотворювати магнітні поля. Це змушує їх рости, а потім розпадатися, регенеруючи з протилежною полярністю приблизно кожні 11 років. Розрахунки також показують, що у міру зміцнення полів поблизу сонячного максимуму вони течуть з внутрішньої частини Сонця до його поверхні у вигляді петель. Коли з сонячної поверхні виходить велика петля, вона створює області активності сонячних плям (рис. \(\PageIndex\) ).

\(\PageIndex\) Малюнок Магнітне поле Лінії намотувати вгору. Оскільки Сонце крутиться швидше на екваторі, ніж біля полюсів, магнітні поля на Сонці мають тенденцію накручуватися, як показано, а через деякий час роблять петлі. Це ідеалізована діаграма, реальна ситуація набагато складніша.

Ця ідея магнітних петель пропонує природне пояснення того, чому провідні та задні сонячні плями в активній області мають протилежну полярність. Ведуча сонячна пляма збігається з одним кінцем петлі, а задня пляма – з іншим кінцем. Магнітні поля також мають ключ до пояснення того, чому сонячні плями прохолодніші та темніші, ніж регіони без сильних магнітних полів. Сили, що виробляються магнітним полем, чинять опір рухам бульбашкових колон піднімаються гарячих газів. Оскільки ці колонки переносять більшу частину тепла зсередини Сонця на поверхню за допомогою конвекції, а сильні магнітні поля гальмують цю конвекцію, поверхні Сонця дають охолонути. В результаті ці області розглядаються як більш темні, прохолодні сонячні плями.

Поза цією загальною картиною дослідники все ще намагаються визначити, чому магнітні поля настільки ж великі, як вони, чому полярність поля в кожній півкулі переходить від одного циклу до іншого, чому довжина сонячного циклу може змінюватися від одного циклу до іншого, і чому такі події, як мінімум Маудера відбуваються.

У цьому відео сонячний вчений Холлі Гілберт обговорює магнітне поле Сонця.

Ключові поняття та резюме

Сонячні плями – це темні області, де температура до 2000 К прохолодніше, ніж навколишня фотосфера. Їх рух по диску Сонця дозволяє обчислити, наскільки швидко Сонце обертається на своїй осі. Сонце обертається швидше на своєму екваторі, де період обертання становить близько 25 днів, ніж біля полюсів, де період трохи довше 36 днів. Кількість видимих сонячних плям змінюється залежно від циклу сонячних плям, який в середньому становить 11 років. Плями часто виникають парами. Протягом даного 11-річного циклу всі провідні плями Північної півкулі мають однакову магнітну полярність, тоді як всі провідні види спорту Південної півкулі мають протилежну полярність. У наступному 11-річному циклі полярність змінюється. З цієї причини під циклом магнітної активності Сонця вважається тривалістю 22 роки. Цей цикл активності пов’язаний з поведінкою магнітного поля Сонця, але точний механізм поки не вивчений.

Глосарій

диференціальне обертання явище, яке виникає, коли різні частини обертається об’єкта обертаються з різною швидкістю на різних широтах Мінімум Маундер період протягом вісімнадцятого століття, коли кількість сонячних плям бачили протягом сонячного циклу було надзвичайно низьким сонячна пляма великі, темні риси, помічені на поверхні Сонця, викликані підвищеною магнітною активністю сонячна пляма цикл напіврегулярний 11-річний період, з яким частота сонячних плям коливається