Malam dari 1 September hingga 2 September 1859 menandai dirinya dengan aurora terbesar, dalam seluruh sejarah pengamatan astronomi - itu dapat diamati di seluruh Bumi. Orang bisa membaca di wilayah sirkumpolar dengan cahayanya, sangat terang sehingga membangunkan para pencari emas di
Pegunungan Rocky . Kebanyakan telegraf di Eropa dan Amerika Utara rusak, dan pada tiang telegraf, saksi mengamati percikan api. Penilaian konsekuensi dari peristiwa semacam itu (jika itu terjadi di dunia modern, dengan jaringan listrik terpusat) menghasilkan nilai kerusakan $ 0,6-2,6 triliun,
hanya untuk Amerika Serikat . Itulah manifestasi cuaca ruang angkasa yang paling merusak saat ini, yang dicatat oleh umat manusia.
Pada bagian pertama artikel ini - saya akan menjelaskan fenomena aktivitas matahari yang mendasari
"cuaca luar angkasa" , dan untuk ini, pada gilirannya - kita perlu mempelajari struktur Matahari, yang terlihat seperti ini:
Inti surya - menempati zona dari pusat hingga 0,25 dari jari-jari Matahari. Berikut adalah zona dengan suhu maksimum (sekitar 15 juta K), tekanan (sekitar 250 miliar atmosfer), dan kepadatan (mencapai 150 g / cm
3 ). Karena kecepatan reaksi termonuklir sangat tergantung pada suhu - bagian utama dari pelepasan energi di Matahari terjadi di daerah ini. Namun, bahkan dengan indikator seperti itu - kecepatan reaksi termonuklir tidak terlalu tinggi (sekitar 275 watt / m
3 ), oleh karena itu reaktor termonuklir, seperti
ITER - memerlukan
urutan suhu yang lebih tinggi untuk memiliki indikator yang masuk akal untuk rasio volume / daya.
Radiant Transfer Zone - memanjang dari kedalaman 0,25 hingga sekitar 0,7 dari jari-jari Matahari. Disebut demikian - karena metode utama transfer energi di dalamnya adalah radiasi sekuensial dan penyerapan foton. Ini adalah zona yang cukup tenang di mana jenis utama gerakannya adalah rotasi: Matahari membuat sekitar satu revolusi dalam 25,6 hari di sepanjang garis khatulistiwa (untuk pengamat di Bumi, dengan mempertimbangkan rotasi kita mengelilingi Matahari, dibutuhkan sekitar 28 hari), dan dalam 33,5 hari di tingkat kutub. Zona radiasi, dalam hal ini, memiliki kecepatan kira-kira rata-rata (di antara keduanya).
Tachocline adalah daerah transisi yang terletak antara zona radiasi dan konvektif, ketebalannya sekitar 0,04 dari jari-jari Matahari. Di daerah ini, ada transisi dari perpindahan panas radiasi (tenang) ke konvektif (turbulen), dan dari "rotasi solid-state" (ketika lapisan berputar pada frekuensi yang seragam) ke diferensial (berbeda di daerah kutub dan khatulistiwa).
Alasan untuk transisi ini adalah sebagai berikut: pada batas sekitar 0,7 dari jari-jari Matahari, penurunan bertahap dalam suhu dan tekanan lapisan surya mengarah pada fakta bahwa kondisi fisik tidak lagi mendukung atom plasma tanpa elektron (atom hidrogen - sekali terionisasi, dan helium dua kali). Dengan demikian, efek
foto mulai bertindak, dan substansi berhenti menjadi transparan. Pemindahan radiasi kehilangan keefektifannya, dan perpindahan panas konvektif menjadi yang utama.
Menjelaskan sumber efek kedua adalah tugas yang jauh lebih kompleks, dan solusinya tidak diberikan untuk waktu yang lama bagi para ilmuwan. Namun pada 2013, menggunakan data
"Observatory of Solar Dynamics" ,
hubungan juga
ditunjukkan antara gerakan konvektif pada Matahari (yang kacau pada skala kecil) dan
rotasi diferensial Matahari yang stabil:
Faktor kunci dalam memahami proses yang terjadi di Matahari adalah sebagai berikut:
1) Sumber energi untuk terjadinya semua proses yang dicatat oleh kita di Matahari adalah konveksi turbulen (dan sumbernya adalah gradien suhu antara inti matahari, di mana reaksi termonuklir terjadi, dan permukaan Matahari yang dilalui oleh energi ini dipancarkan).
2) Hampir semua materi di Matahari (dengan pengecualian fraksi hidrogen tertentu di fotosfer) berada dalam keadaan
plasma . Untuk alasan ini, transfer energi terjadi karena energi kinetik dari aliran konvektif, dan karena
medan elektromagnetik . Dalam hal ini, energi dapat secara bebas mentransfer dari satu jenis ke yang lain (gerakan plasma dapat menghasilkan medan magnet, dan dalam kasus lain, medan magnet dapat mempercepat aliran plasma).
Zona konvektif - zona yang terletak pada jarak sekitar 0,7 jari-jari, dan langsung ke permukaan yang paling terlihat. Dengan tidak adanya kemungkinan lain, perpindahan panas dari tingkat ini mulai terjadi karena pencampuran lapisan (yaitu, konveksi, yang mengapa, pada kenyataannya, zona ini disebut demikian). Zona inilah yang bertanggung jawab atas semua fenomena yang biasa disebut
"aktivitas matahari" .
Struktur dasar zona konvektif (dan "permukaan" Matahari yang terlihat) terdiri dari
butiran (dengan diameter tipikal 1000 km dan masa hidup 8 hingga 20 menit), dan
supergranula (ukuran 30 ribu km, dan masa hidup sekitar satu hari) . Struktur butiran - terdiri dari area terang (di mana zat naik dari kedalaman Matahari) dan ruang gelap di antara mereka (di mana zat jatuh sesuai). Kecepatan vertikal zat adalah 1-2 km / s, dan kedalaman butiran ratusan dan ribuan kilometer.
Sunspots adalah area di mana medan magnet yang kuat menghambat gerakan konvektif materi. Terlepas dari namanya, mereka dapat disebut "bintik-bintik" dengan peregangan: suhu di dalamnya adalah 3000-4500 K. Dan kegelapan yang terlihat dijelaskan oleh suhu zat di sekitarnya (rata-rata 5780 K), dan, karenanya, "bintik-bintik" emisi cahaya yang jauh lebih rendah pada latar belakang eksternal. Hampir dari awal pengamatan sistematis bintik matahari pada tahun 1749 - mereka menjadi bukti utama keberadaan
siklus 11 tahun aktivitas matahari (oleh karena itu,
siklus yang berjalan pada saat itu dipilih sebagai siklus nol, dari mana ia dihitung - mulai dari tahun 1745):
Untuk lebih tepatnya, siklus memiliki durasi rata-rata sekitar 11,2 tahun, dan bervariasi dalam kisaran dari 7 hingga 17 tahun (semakin pendek siklusnya, semakin besar kekuatannya). Tahap pertumbuhan dalam siklus membutuhkan periode waktu yang lebih singkat (4,6 tahun, dibandingkan 6,7 tahun - rata-rata pada tahap penurunan). Pada awal siklus, bintik-bintik muncul pada garis lintang urutan ± 35-40 °, kemudian bergeser ke wilayah ± 15 ° pada periode maksimum, dan menjelang akhir siklus, sebagian besar terjadi pada garis lintang ± 5-8 ° (yang disebut
hukum Spörer ):
Perilaku siklus seperti itu dan jumlah bintik dikaitkan dengan siklus 11 tahun untuk mengubah kutub magnet Matahari (sementara siklus penuh untuk mengubah kutub utara / selatan memakan waktu 22 tahun, masing-masing). Namun, periode 22 tahun ini (
siklus Hale ) tidak menerima popularitas yang luas, karena selain mengubah polaritas, praktis tidak memanifestasikan dirinya.
Kehadiran statistik selama 400+ tahun menunjukkan adanya siklus sekuler aktivitas matahari (siklus Gleisberg - berlangsung dalam interval 70-100 tahun, dengan nilai rata-rata 87 tahun). Tetapi untuk benar-benar membuktikan kehadirannya, itu hanya mungkin dengan munculnya analisis radiokarbon: faktanya adalah bahwa selama periode maksimum matahari angin matahari menjadi lebih padat dan
heliosfer surya sedikit mengembang (ini adalah dasar untuk serangkaian laporan tentang keluarnya Voyager-1 di luar batas sistem tata surya:
1 ,
2 ,
3 ,
4 ), sementara aliran
sinar kosmik galaksi berkurang, dan dengan itu produksi
karbon radioaktif
-14 di lapisan atas atmosfer berkurang. Jejak perubahan ini selama 11 ribu tahun terakhir ditemukan di
inti es dan
lingkaran pohon :
Bintik-bintik matahari sering terbentuk dalam kelompok-kelompok, dengan tempat terdepan memiliki polaritas yang sama dengan polaritas belahan bumi saat ini, dan bagian belakang adalah sebaliknya. Sekelompok bintik dapat ada dari beberapa jam hingga beberapa bulan (ini adalah dasar untuk ramalan 27 hari jangka panjang - ketika bintik yang membuat satu revolusi akan kembali ke posisi yang sama seperti sekarang).
Obor surya adalah semacam "bintik per revolusi": dalam hal ini, medan magnet bertindak sebagai penguat konveksi, yang pada gilirannya meningkatkan suhu dan luminositas "permukaan" Matahari.
Yang menonjol adalah formasi aneh dalam keadaan stabil yang menyerupai setengah
torus , bertumpu pada "permukaan" Matahari:
Mereka berutang bentuk ini ke medan magnet, yang merupakan sumber mereka: aliran materi yang bergerak di sepanjang garis magnetik pada awalnya naik dari kedalaman Matahari, kemudian menggambarkan busur, dan jatuh kembali ke Matahari. Air mancur materi semacam itu - bisa ada hingga berbulan-bulan. Mereka dapat mengandung energi yang sangat besar, yang dapat dilepaskan dalam dua fenomena fisik, yang akan dibahas di bawah ini.
Matahari, keunggulan besar dan Jupiter dengan Bumi - dalam skala
Suar matahari adalah emisi energi raksasa (yang terbesar diuraikan di awal artikel ini). Dalam wabah yang khas, energi dari urutan 10
20 J (sekitar 10 gigaton setara TNT) dapat dilepaskan, dalam jumlah besar - sekitar 10
25 J (sekitar 1 miliar megaton). Sumber mereka adalah
menghubungkan kembali medan magnet di Matahari (ketika dua "cincin" magnet saling bersentuhan, dan mengubah struktur mereka secara dramatis):
Bukti akurat dari proses semacam itu - diperoleh
baru-baru ini . Selama suar matahari, energi dilepaskan di seluruh spektrum radiasi elektromagnetik, sebagian besar dipancarkan dalam radiasi ultraviolet keras, serta sinar-x dan sinar gamma (ini disebabkan oleh kenyataan bahwa medan magnet selama proses penyambungan kembali memanaskan plasma hingga puluhan juta derajat). Hanya sebagian kecil dari energi yang dilepaskan dalam rentang cahaya yang terlihat, sehingga dalam situasi normal - mereka tidak terlihat. Tetapi dalam kasus
acara Carrington , lampu kilat dapat diamati bahkan dengan mata telanjang.
Intensitas berkedip dibagi menjadi lima kelas: A, B, C, M, X. Setiap kelas berikutnya sepuluh kali lebih kuat daripada yang sebelumnya. Setiap kelas dibagi menjadi skala linier dari 1,0 hingga 9,9, kelas X tidak memiliki batas atas: saat ini, flash paling kuat yang direkam sejak 1957 (ketika pengamatan ekstra-atmosfer dimulai, dan menjadi mungkin untuk membangun kekuatan penuh atas seluruh spektrum radiasi) - terjadi
4 November 2003 , dan menurut data yang diperbarui - itu kelas X45.
| Kelas flash | Intensitas dalam sinar gamma 0,5-8 Å, W \ m 2 |
|---|
| A | hingga 10 -7 |
|---|
| B | dari 10 -7 hingga 10 -6 |
|---|
| C | dari 10 -6 hingga 10 -5 |
|---|
| M. | dari 10 -5 hingga 10 -4 |
|---|
| X | lebih dari 10 -4 |
|---|
Ejeksi massa koral adalah ledakan yang menyertainya (tetapi tidak selalu), proses pengusiran massa materi yang sangat besar (yang tercermin dalam nama proses ini). Rata-rata, jumlah emisi sekitar satu miliar ton, dan melanjutkan dengan kecepatan tinggi (sekitar 500 km / dtk). Sumber massa semacam itu adalah yang menonjol. Dalam proses menghubungkan kembali medan magnet, garis-garis magnetik mengalir dari Matahari hingga tak terhingga, diikuti oleh massa plasma yang bergerak di sepanjang medan magnet tersebut:
Model
komputer terbaru menggambarkan proses yang terjadi di Matahari dengan akurasi tinggi - ini memungkinkan kita untuk berharap bahwa periode perkiraan akurat untuk cuaca luar angkasa dapat diperoleh bukan dalam 3 hari, tetapi dalam periode yang jauh lebih lama.
Perbandingan model dengan ejeksi koronal nyata Photosphere adalah "permukaan" Matahari yang terlihat. Ketebalannya sekitar 300 km, dan di dalamnya terjadi radiasi sebagian besar spektrum yang terlihat. Kepadatan lapisan ini adalah dari 10
-8 hingga 10
-9 g \ cm
3 . Di sinilah suhu minimum Matahari (4300 K) tercapai, tetapi suhu rata-rata area ini mendekati suhu 5777 K:
Sebenarnya menjadi kelanjutan dari zona konvektif, photosphere adalah refleksi (bagi kita) yang terlihat dari fenomena dan struktur yang ada di zona konvektif (yang dijelaskan di atas).
Chromosphere adalah lapisan sekitar 10 ribu km tebal, terletak di antara photosphere dan korona. Di sini tekanan mulai turun tajam, dan suhu mulai naik lagi:
Karena kenyataan bahwa tekanan pada lapisan ini sangat rendah, luminositasnya (meskipun kenaikan suhu) ratusan kali lebih rendah daripada di photosphere. Untuk alasan ini, ini pertama kali ditemukan karena gerhana bulan (ketika cahaya dari photosphere tidak mengganggu pengamatan lapisan ini). Di daerah Matahari inilah helium pertama kali ditemukan.
Chromosphere terutama terdiri dari spikula - objek berbentuk bujur, memiliki beberapa ribu kilometer dengan diameter, dan sekitar seribu di kedalaman:
Bangkit dari photosphere, mereka memindahkan materi ke lapisan atas Matahari. Komponen lain dari kromosfer adalah fibril. Mereka adalah loop vertikal materi yang dibawa oleh medan magnet (mirip dengan yang menonjol).
Mahkota - mulai dari jari-jari Matahari yang terlihat, dan memanjang hingga 10-20 dari diameternya. Ini terdiri dari zat yang sangat jarang, dan tidak merata, dengan suhu melebihi satu juta kelvin.
Menurut
data terakhir , sumber suhu korona yang begitu tinggi adalah spikula kromosfer yang memberinya makan dengan partikel berenergi tinggi. Struktur korona sangat tergantung pada periode aktivitas matahari: selama maxima, ia memiliki bentuk bulat, selama minima itu memanjang ke arah khatulistiwa:
Angin matahari adalah aliran materi matahari yang sangat langka, dengan suhu mendekati koronal, bergerak dengan kecepatan tinggi (dalam orbit Bumi - kecepatannya 300-400 km):
Zat ini dipercepat oleh medan magnet Matahari (ini membuat perbedaan kecepatan yang tinggi antara khatulistiwa dan kutub). Tekanan yang dihasilkannya adalah 1-6 nPa di orbit Bumi (tergantung pada periode siklus 11 tahun dan keberadaan emisi koronal). Oleh angin matahari - Matahari kehilangan sekitar 10
-14 M
C (ini beberapa kali lipat lebih kecil dari yang hilang karena radiasi).
P.S. Bagian kedua dari artikel ini adalah tentang cuaca luar angkasa, pesawat ruang angkasa yang menjelajahi Matahari, dan layanan yang memantau keadaannya.