Сончева дамка

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Сончеви дамки
Solar eclipse of October 23 2014 start of partial.jpgSunspots 1302 Sep 2011 by NASA.jpg
172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpgSunspot TRACE.jpeg
Solar Archipelago - Flickr - NASA Goddard Photo and Video.jpg
  • Горе: област на сончеви дамки 2192 за време на делумното сончево затемнување во 2014 година[1] и во септември 2011 година.
  • Средина: сончева дамка од близина во видливиот дел на спектарот (лево) и во УВ, снимена од опсерваторијата TRACE.
  • Доле: поголема група на сончеви дамки кои се простираат на површина од 320.000 км2.

Сончеви дамки — привремени појави на фотосферата на Сонцето кои се видливи како темни дамки споредени со околните региони. Тие одговараат на концентрацијата на флуксот на магнетно поле и резултираат во намалена температура споредена со околната фотосфера. Обично се јавуваат во парови, со парни членови со спротивна магнетна поларност. Бројот на сончеви дамки варира во согласност на 11 годишниот циклус.

Индивидуални сончеви дамки траат од неколку дена до неколку месеци, кои на крај дегенерираат. Дамките се шират и контрахираат како што се движат по површината на сонцето со дијаметар кој варира од 16км до 160000км. Поголемиот тип се видливи од земјата без телескоп. Се движат со релативна брзина од неколку стотици метри во секунда кога ќе се појават.

Физика[уреди | уреди извор]

Иако тие се на температура од околу 3000-4500К (2700-4200 степени целзиусови), во контраст со околниот материјал на околу 5780К (5500 степени целзиусови), остава сончеви дамки јасно видливи како темни дамки. Тоа е бидејќи светлината на загреаното црно тело на овие температури варира екстремно со температура поголема од зрачењето на брановите должини во црното тело. Изолирана од опкружувачката фотосфера, сончевата дамка ќе биде посветла од месечината.

Сончевите дамки се составени од два дела: централно умбра и околно пенумбра, која е посветла.

Животен циклус[уреди | уреди извор]

Сончевите дамки се сеуште предмет на истражување.

Вилсоновиот ефект имплицира дека сончевите дамки се депресии на површината на сонцето. Набљудувањето со користење на Земановиот ефект покажува дека сончевите дамки доаѓаат во парови со спротивен магнетен поларитет. Од циклус до циклус, поларитетите на сончевите дамки се менуваат од север/југ до југ/север и обратно. Сончевите дамки обично се појавуваат во групи.

Магнетниот притисок треба да се стреми да ги отстрани концентрациите на полињата, предизвикувајќи ги сончевите дамки да дисперзираат, но животниот век на сончевите дамки се мери во денови или недели.

Во 2001 година, обзервациите од Соларната и Хелиосферната обзерваторија користејќи звучни бранови патувале под фотосферата за да дојдат до тридимензионални слики од структурата под сончевите дамки. Овие обзервации покажуваат дека под секоја сончева дамка, се формира ротационен вртлог што го содржи концентрираното магнетно поле.

Период[уреди | уреди извор]

Дијаграм во облик на пеперутка според Шпереровиот закон.

Циклусот на сончевите дамки трае 11 години.Степенот на највисока активност на сончевите дамки во времетраење на еден циклус е познат како соларен максимум, а степенот на најниска активност е познат како соларен минимум. Овој период е истотака обзервиран во повеќето соларни активности и е поврзан со варијацијата во соларното магнетно поле што ја менува поларноста со овој период.

Рано во циклусот, сончевите дамки се појавуваат на половите и потоа се движат кон екваторот како што циклусот се приближува до максимумот. Дамките од два циклуса можат да опстојат заедно некое време. Дамките од циклусите можат да бидат разликувани од правецот на нивното магнетно поле.

Wolf-овиот индекс на сончеви дамки го брои просечниот број на сончеви дамки во одредени интервали. Единаесетгодишните соларни циклуси се бројат, почнувајќи со обзервациите направени во 1750-тите.

Џорџ Елери Хејл прв ги поврзал магнетните полиња и сончевите дамки во 1908 година. Хејл сугестирал дека циклусот на сончевите дамки трае 22 години, покривајќи два периоди на зголемување и намалување на бројот на сончевите дамки, придружени со поларна замена на диполарното магнетно поле. Хорац В. Бабкок подоцна предложил квалитативен модел за динамиката на надворешните соларни слоеви. Бабкоковиот модел објаснува дека магнетните полиња предизвикуваат појава опишана од Спореровиот закон, како и други ефекти, кои се превиткани од сончевата ротација.

Соларен циклус[уреди | уреди извор]

Популацијата на сончевите дамки брзо расте и споро паѓа со нерегуларен циклус од 11 години. Нивните броеви исто така се менуваат низ подолг период. На пример, од 1900 година до 1960 година, бројот растеше, а во следните децении бројот паѓаше. Меѓутоа денешната активност на сонцето последен пат беше толку висока пред 8000 години.

Записи во период од 400 години на бројот на сончевите дамки, прикажувајќи го Маундеровиот и Далтоновиот минимум, и современиот минимум (лево) и реконструкција на бројот на сончевите дамки во период од 11.000 години, тренд на намалување од 2000 п.н.е. – 1600 по што следи тренд на 400 години на зголемување на бројот на дамките.

Модерна обзервација[уреди | уреди извор]

Обзервацијата на сончеви дамки се извршува со копнени телескопи и телескопи во земјината орбита. Овие телескопи користат филтрација и техники на проекција за директна обзервација,вклучувајќи и различни типови филтрирани камери. Се користат специјализирани направи како спектроскоп и спектрохелиоскоп за анализа на сончевите дамки.

Аматерски обзервации се спроведуваат со проектирани слики или директна обзервација низ заштитни филтри.

Апликација[уреди | уреди извор]

Поради нивната врска со други соларни активности сончевите дамки се користат за предвидување на вселенско време, состојбата на јоносферата и состојбата на сателитските комуникации. Соларната активност влијае и на глобалното затоплување, односно улогата на Maunder-ов минимум на сончевите дамки во Малата ледена доба во Европската зимска клима. Сончевите дамки имаат слаб ефект врз земјината клима поради дефицитот на енергија која ја ослободуваат. На подолг временски период, како сончевиот циклус. Други магнетни феномени се совпаѓаат со појавата на сончеви дамки.

Ѕвездена дамка[уреди | уреди извор]

Во 1947 година Г. Е. Крон предложил дека ѕвездените дамки се причина за периодични промени во светлината на црвени џуџиња. Од средината на 1990-тите, за обзервација на ѕвездените дамки се користени понапредни техники за повеќе детали. Фотометријата покажа растење и дегенерации слични како кај сончевите. Спектроскопијата ја анализираше структурата на ѕвездените дамки преку анализа на вариации во пресеците на линијата на спектарот поради Земановиот ефект. Доплер сликите покажаа различни ротации на дамките кај неколку ѕвезди од сончевите. Анализата на линијата на спектарот ги измери границите на температурата кај дамките и ѕвездената површина.

Наводи[уреди | уреди извор]