Sterrekunde

Hoe genereer die son sy periodieke omkeerende grootskaalse magnetiese veld?

Hoe genereer die son sy periodieke omkeerende grootskaalse magnetiese veld?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Hoe genereer die son sy periodieke omkeerende grootskaalse magnetiese veld?


Son sal binne die volgende drie weke sy polariteit omkeer

Sterrekundiges aangekondig wanneer presies die magnetiese veld van die ster na die teenoorgestelde polariteit sal verander, en watter probleme dit die bewoners van die aarde kan veroorsaak.

NASA-sterrekundiges het aangekondig wanneer die son se magnetiese veld sy polariteit sal verander. Volgens die berekeninge, dit sal oor slegs drie weke gebeur.

Dit is egter nie 'n rede om op die apokalips te wag nie: sulke pole veranderings vind elke 11 jaar op die son plaas.

Dit is nie 'n ramp nie, maar 'n grootskaalse verskynsel met werklike gevolge. Maar dit is nie iets om oor bekommerd te wees nie, & # 8221 verduidelik Todd Hoeksema, 'n kenner in sonfisika van die Stanford Universiteit.

Eerstens verswak die sonmagnetiese veld totdat dit tot nul verminder word, en dan verskyn dit weer, maar met omgekeerde polariteit - hierdie prosesse is 'n normale fase van die sonsiklus., & # 8221 het sy kollega gesê Phil Scherrer.

Maar, hierdie aktiwiteit sal die hele sonnestelsel beïnvloed. Op aarde sal dit tot gevolg hê magnetiese storms, die wanfunksie van satelliete en elektroniese toestelle. Op die hoogtepunt van die aktiwiteit, meer uitbarstings, plasma-uitstoot, en die sogenaamde koronale gate, dws gebiede met 'n hoë snelheid van die sonwind, verskyn op die son.

Tog het die verandering van die magnetiese veld van die Son 'n positiewe kant: byvoorbeeld, die wêreld sal meer geneig wees om na die land te kyk noordeligte.

Die feit dat die ster naby die punt is waarop die magnetiese pole van mekaar skakel, is in Augustus gerapporteer. Maar dan kon die kenners nie presies sê wanneer dit gaan gebeur nie.

Wetenskaplikes hou die sonaktiwiteit voortdurend dop. Volgens die berekeninge wat Hoeksema en sy navorsingspan twee of drie jaar gelede gedoen het, was die magnetiese velde by die son & # 8217; s pole net die helfte so sterk as wat dit normaalweg is onder die omstandighede van die minimum sonkrag.

Die wetenskaplikes sê dat dit beteken dat die nuwe sonsiklus wat op die punt staan ​​om te begin nadat die son & # 8217s pole draai, swakker sal wees as die vorige een.

Kopiereg © 2012-2021 Learning Mind. Alle regte voorbehou. Kontak ons ​​vir toestemming tot herdruk.


'N Oorsig van verskynsels wat verband hou met die magnetisme van die son, in die besonder met sonvlekke en hul siklus van 11 jaar, sonfakkels en magnetiese steurings op die aarde veroorsaak deur' sonaktiwiteit '. Gaan ook kortliks die verband tussen elektrisiteit en magnetisme na

Deel van 'n hoërskoolkursus oor sterrekunde, Newtonse meganika en ruimtevaart
deur David P. Stern

Hierdie lesplan vul aan: & # 34The Magnetic Sun, & # 34 afdeling # S-3: op skyf Sun3mag.htm, op die web
http://www.phy6.org/stargaze/Sun3mag.htm

& # 34 Van Stargazers tot Starships & # 34 tuisblad en indeks: op skyf Sintro.htm, op die web
http://www.phy6.org/stargaze/Sintro.htm


Doelwitte: Die student sal hier leer

    Dat magnetiese kragte in die natuur selde yster behels, maar eintlik kragte tussen elektriese strome is.

Terme: Sonvlek, magnetiese veldlyne, magnetiese velde, sonvlek-siklus, sonaktiwiteit, sonopvlam, magnetiese storm, magnetiese energie

Die onderwyser word aangeraai om die verhale voor die klas te lees, om dit te help aanbied aan studente (studente kan ook opdrag kry om die materiaal te lees en aanbiedings te doen). Hierdie materiaal is voldoende vir meer as een sessie en die onderwyser moet vooraf besluit wat om in te sluit en wat om weg te laat. Webwerwe bestaan ​​oor die oorspronklike artikels van Schwabe en van Carrington, en Oersted se eksperiment kan maklik op 'n tafelblad uitgevoer word - sien einde van die webblad hierbo op Oersted en Amp & eacutere. Vir 'n weergawe wat uitgevoer word met 'n deursigtige veldkompas bo-op 'n ondeursigtige projektor, sodat die hele klas dit kan kyk, sien hier.

Vir 'n bespreking van die oorsake van die magnetisme van die son, sien 'The Sun's Magnetic Cycle' en die gedeelte oor die dynamoproses wat dit in dieselfde webversameling volg. Vir meer besonderhede en vir 'n paar tegniese verwysings, sien die afdeling "Sunspots", deel van 'n meer gevorderde oorsig.

Begin met die les:

Geen wetenskaplike gebied trek soveel belangstelling as verhale van ontdekking en van die ongewone mense wat dit gemaak het nie. Hierdie klas het al 'n paar interessante ontdekkings bespreek. Watter van hulle is met die name van. Aristarchus? Erathostenes? Columbus (al was dit nie 'n wetenskaplike ontdekking nie)? Copernicus? Kepler? Newton?

Louis Pasteur was 'n Franse biochemikus in die 19de eeu, waarvan die vele ontdekkings 'n manier was om voedsel te bewaar deur te verhit ('pasteurisering') en 'n prosedure om die lewens te red van mense wat gebyt is deur diere wat met hondsdolheid besmet is, wat tot dusver byna seker beteken het. dood. In sy kommentaar oor wetenskaplike ontdekkings het Pasteur gesê 'die toeval bevoordeel die voorbereide verstand'. Ontdekkings hang dikwels van geluk af - maar geluk is nie genoeg nie, die verstand moet bereid wees om sy geleentheid te benut.

['n student kan dalk 'n plakkaat met die aanhaling voorberei om in die klas te hang]

As ons vandag magnetisme en magnetiese verskynsels op die son bespreek, bespreek ons ​​drie ontdekkings waaraan geluk deel gehad het - maar geluk was nie die enigste rede nie. (Lys op die bord - kopie van studente.)

    Die ontdekking van elektromagnetisme in 1820 deur Hans Christian Oersted, in Denemarke, en die verduideliking daarvan deur Andre-Marie Ampere, in Frankryk.

(moontlike opmerking: elke ontdekking het in 'n ander land voorgekom!. Die wetenskap is werklik internasionaal.)

Die ontdekking van die verband tussen elektrisiteit en magnetisme

Wat weet ons van magnetisme van ystermagnete?

[Waarom word gewone yster deur 'n magneet aangetrek? Want as yster in die gebied van die invloed van 'n magneet is - dan word die 'magneetveld' - dit tydelik magneties, met die pool wat die naaste is aan 'n pool van die magneet met teenoorgestelde polariteit, wat dit aantrek.]

Watter magnetiese verskynsels behels nie yster nie, en waarom word dit 'elektromagnetiese' verskynsels genoem?

  • Die aantrekkingskrag tussen parallelle strome in dieselfde rigting, en die afstoting tussen hulle as die strome in teenoorgestelde rigtings vloei.
    Die kragte tussen die spoele, ens. Wat in elektriese masjinerie gebruik word, volg uit hierdie basiese eienskap.

Vertel dan die verhaal van Oersted en Amp & eacutere oor "hoe die verband tussen elektriese strome en magnetisme ontdek is", of anders laat studente wat die verhaal voorberei het, die klas vertel. (Die onderwyser kan ook noem dat die American Association of Physics Teachers elke jaar die "Oersted-toekenning" gee vir 'n uitstekende bydrae tot die onderrig in fisika.)

Die magnetiese veld wat satelliete in die ruimte waarneem, verskil dikwels van wat u sou verwag, op grond van die velde wat ons op die grond waarneem.

Die rede is dat groot elektriese strome dikwels deur die ruimte rondom die aarde vloei en ook hul eie magnetiese velde bydra. Die strome kan daarheen vloei vanweë die teenwoordigheid van 'n mengsel van vrye elektrone en vrye positiewe ione ('n 'plasma').

Wat dink jy - sou sulke strome geneig wees om uit te sprei om soveel as moontlik ruimte te bedek, of sou dit vernou tot draadagtige draadjies? U moet 'n rede gee.

[As niemand antwoord nie: "Dit het te make met die kragte tussen elektriese strome."]

  • Hulle kan geneig wees om te vernou. 'N Stroom wat oor 'n wye buis vloei, kan beskou word as saamgestel uit baie nouer parallelle strome, en ons weet dat parallelle strome mekaar aantrek.

(Hierdie neiging van stroomverswakking word gebruik om laboratoriumplasmas saam te pers, waar dit die "knypeffek" genoem word.)
(einde van opsionele deel)

  1. Die noordelike magnetiese pool
  2. Die suidelike magnetiese pool
  3. Halfpad tussen
  4. Elders?

[Opmerking: sulke naalde is beskikbaar - sien einde van afdeling S-3, of klik hier: http://www.cochranes.co.uk/BNRVP30/edu5.htm]

  • Reguit af by die noordelike magnetiese pool, reguit op by die suidpool, horisontaal noordwaarts by die magnetiese ewenaar, noordwaarts skuins in die noordelike halfrond, noordwaarts in die suidelike halfrond.
    (Terloops: die vroeë Chinese wat die magnetiese kompas ontdek het, beweer dat dit suidwaarts wys.)

Hoe sou so 'n naald wys naby 'n reguit draad wat 'n elektriese stroom dra? (Verwaarloos die aarde se magnetisme)

Wat is magnetiese veldlyne? Baseer u definisie op die magnetiese naald hierbo beskryf.

  • Dit is denkbeeldige lyne wat op elke punt die rigting gee waarin ons 3-D naald sou wys as dit daar geplaas word.


Waarvoor word magnetiese veldlyne gebruik?

    Dit is oorspronklik gebruik om magnetiese velde grafies te beskryf. In die seldsame plasmas van die ruimte lei hulle egter ook die vloei van deeltjies en strome. Dit is waarom boog van sonformasies bo magnetiese sonvlekke soms lyk soos die veldlyne van staafmagnete.

Waarvoor word Andre-Marie Amp & eacutere onthou?

  • Hy het die waarnemings wat Oersted verbaas, verduidelik en sodoende die eerste duidelike idee gegee van wat magnetisme is. Ter ere van hom word die eenheid van magnetiese stroom die "Ampere" genoem.

[P.S .: Hy word ook onthou as die man wat saam met Napoleon vir ete genooi is en vergeet het om te gaan!]

Die intensiteit van die Aarde se magneetveld by die magnetiese ewenaar is ongeveer 30 000 nT (nanotesla) of 0,3 gauss. Die veldintensiteit daal met afstand r soos 1 / r 3. As die intensiteit van die interplanetêre magnetiese veld by die aarde se baan 5 nT is ('n tipiese waarde), op watter afstand - in Aardradius - word dit deur die Aarde se veld gekoppel? (Het 'n sakrekenaar nodig om kubuswortels te haal of tot die 1/3 krag te verhoog.)

  • As die veld op 'n afstand van 1 Aardradius 31.000 nT is, is die afstand op die aarde 30.000 / r 3. As r die afstand is waar dit daal tot 5 nT, kry ons 30 000 / r 3 = 5. Vermenigvuldig albei kante met r 3, deel deur 5 om te kry

r 3 = 30000/5 = 6000 r = 18.2 Aardradiusse.

Gaan dan na die ontdekking van sonvlekke.

Wanneer en hoe is sonvlekke ontdek?

  • In 1609, toe teleskope die eerste keer in die sterrekunde gebruik is. Galileo, Fabricius en Scheiner eis almal krediet en is moontlik onafhanklike ontdekkers.

Wat het die ontdekkers gesien?

Hoe weet ons dat die son om sy as draai?

  • Daar is waargeneem dat sonvlekke oor die gesig van die son beweeg op 'n manier wat daarop dui dat hulle daarmee draai.

Wat is ongewoon aan die rotasie van die son?

  • Die rotasietydperk hang af van die breedtegraad: die ewenaar draai die vinnigste, ongeveer 27 dae. Nader aan die paal kan dit 2,5 dae langer wees.

Opsioneel: Die onderwyser kan 'n tabel teken met die waargenome breedteafhanklikheid van die rotasietydperk (in dae) en die studente dit laat teken:

Sonkrag
Breedtegraad
Werklike
Tydperk
Tydperk bekyk
van die aarde af
0 25.03 26.87
10 25.19 27.06
20 25.65 27.59
30 26.39 28.45
40 27.37 29.65

  • Sê ons volg 'n sonvlek op breedte 20 & # 176 wat op 'n sekere tyd na die aarde kyk. Na 25.65 dae wys die kol weer dieselfde rigting in die ruimte as voorheen - byvoorbeeld in die rigting van dieselfde sterre. Die Aarde wentel egter om die Son en het dan in sy baan vooruit beweeg. Dit neem die Son & # 39 s draai nog 2 dae om die posisie te bereik waar die sonvlek weer na die aarde kyk.

Vertel hier die verhaal van Schwabe se ontdekking van die sonvlek-siklus.

    (Slegs as die vraag ontstaan: die atome van elke element straal lig uit van karakteristieke, smal gedefinieerde kleure, hul "spektrale lyne." Dit verander subtiel as dit vanuit 'n sterk magneetveld uitgestraal word.)

Wat dui daarop dat die 11-jarige sonvlek-siklus 'n magnetiese verskynsel is?

    Sonvlekke is intens magneties

[Opsioneel: Keer die aarde se eie magnetiese veld ooit om?

    Opmerking: Hierdie onderwerp word breedvoerig bespreek in Magnetic Reversals and Moving Continents, deel van 'n uitgebreide webversameling "The Great Magnet, the Earth" waarvan die tuisblad hier is.

Ja, dit blykbaar wel, maar met baie ongereelde tussenposes. Dit magneetveld word veroorsaak deur elektriese strome in die Aarde se gesmelte kern, en daar word waargeneem dat dit stadig van jaar tot jaar verander. In seldsame gevalle blyk dit egter dat die dominante stroompatroon van rigting verander.

Hoe weet ons dit? Ons weet, want die oseane se vloer bevat skeure wat veroorsaak word as die seebodem in teenoorgestelde rigtings weggetrek word. Die uitmekaar trek word veroorsaak deur kragte diep binne-in die aarde, en 'n tipiese snelheid van die "plate" is ongeveer een sentimeter per jaar. Die beroemdste skeuring is die een wat dwarsdeur die Atlantiese oseaan afloop, ongeveer noord-suid, maar met bochten en kinkels.

Namate die seebodemplate aan beide kante weggetrek word, kom lawa uit die skeur en stol dit in 'n swart rots genaamd basalt, wat deel word van die plate. Basalt is egter swak magneties, en as dit stol, word dit gemagnetiseer in die rigting van die destydse magnetiese veld. So neem elke deel van die seebodem die Aarde se magnetisme op toe dit uit die spleet na vore kom, net soos die band van 'n bandopnemer die magnetisme van die opnamekop opneem op die oomblik dat dit daar naby gaan.

Op hierdie manier het die seebodem die magnetisme van die Aarde gedurende die afgelope 10-20 miljoen jaar aangeteken. Dit blyk dat die seebodem nie in 'n eenvormige rigting gemagnetiseer word nie! Inteendeel, dit word gemagnetiseer in lang parallelle strepe, parallel met die sentrale skeur, en elke twee naburige strepe het teenoorgestelde magnetiese polariteit. Dit dui daarop dat die Aarde se magneetveld tussen die tye wat hierdie twee strepe na vore gekom het, sy rigting omkeer. Die laaste keer dat dit gebeur het (met die veronderstelling 'n koers van ongeveer 'n sentimeter per jaar) was ongeveer 700 000 jaar gelede.]

Eintlik skyn hulle ook baie helder, maar nie so helder soos die omliggende gebiede wat nie sonvlek het nie. Dit is natuurlik ietwat koeler as die omliggende gebiede, want iets vertraag die vloei van hitte. 'N Mens raai die magnetiese kragte doen dit, maar dit is nie duidelik hoe nie. Ons weet ook nie hoe diep die wortels van sonvlekke is nie: op 'n tydstip is geglo dat hulle redelik vlak is, maar die saak word nog steeds bespreek.

    'N Skielike verheldering naby prominente sonvlekke. Groot fakkels word geassosieer met die versnelling van ione en elektrone tot hoë energieë: die ione kan die aarde bereik en verder, en groot uitbarstings kan gevaarlik wees vir ruimtevaarders op pad na die Maan of Mars (of na hul aankoms daar). Die elektrone bots gewoonlik met atome naby die son en produseer bars van röntgenstrale.

Groot fakkels word ook geassosieer met vinnige uitvloeiings van gas uit die son, wat 'n magnetiese storm kan veroorsaak as dit die aarde tref. Dit is 'n groot versteuring in die vasgekeerde straling rondom die aarde. Die vinnige vloei word ook geassosieer met CME's - Coronal Mass Ejections, groot borrels warm gas, wat die begin van sulke uitvloei is, en is waargeneem vanaf satelliete.


Hoe genereer die son sy periodieke omkeerende grootskaalse magnetiese veld? - Sterrekunde

Kopiereg en kopie 2019 deur outeur (s) en Scientific Research Publishing Inc.

Hierdie werk is gelisensieer onder die Creative Commons Attribution International License (CC BY 4.0).

Ontvang: 27 Maart 2019 Aanvaar: 21 Julie 2019 Gepubliseer: 24 Julie 2019

Dit is algemeen bekend dat die klimaatdebat ly as gevolg van 'n gebrek aan kennis oor die oorsaak en gevolg verband tussen 'n aantal klimaatstemperatuurvariasies wat in die geskiedenis voorgekom het, sonder om menslike uitstoot van kweekhuisgasse enigsins te blameer. Slegs as ons bereid is om die idee op te gee dat daar 'n geodinamo diep binne-in die aarde is wat verantwoordelik is vir die magnetiese veld van die aarde, en as ons terugkom na die idee dat die oorsprong van die magnetiese veld eenvoudig ferromagneties is, is dit moontlik om twee verskillende oorsaak- en gevolgverbindings daar te stel wat geskik is om te verklaar waarom daar 'n erkende toeval is tussen klimaatstemperatuurvariasies en 'n intensiewe, proporsionele variasie in die sterkte van die Aarde se magnetiese veld. Sulke insig kan maklik deurslaggewend wees in 'n tyd waarin baie mense nie meer kan onderskei tussen politiek, massa-histerie, vermoedens en werklike kennis nie. As daar vereistes is dat 'n oplossing vir klimaatsveranderings die oplossing vir die genoemde toeval moet bevat, bestaan ​​daar twee moontlike scenario's. Die een moontlikheid (hoewel nie baie waarskynlik nie) wat geskik is om die geheimsinnige toeval op te los, is dat hoofsaaklik die noordelike deel van die Atlantiese Oseaan van binne (van die binnekant van die aarde) verhit word en dat variasies in die aarde se hitte-uitstoot hoofsaaklik veroorsaak die hele Europa het dekades lank warm winters beleef. Die een moontlike oorsaak en gevolg-verband kan (in teorie) wees dat innerlike hitte in die aardkors bevrore, ferromagnetiese strukture kan losmaak en sodoende die aarde se ferromagnetiese, magnetiese veld kan laat herstruktureer en gereorganiseer kan word van periodiek 'n chaotiese, magnetiese veld tot periodiek. 'n goed gestruktureerde, ferromagnetiese veld te wees. Die verband tussen magnetisme en termiese impak is reeds algemeen bekend. Die ander en ietwat meer waarskynlike verband tussen oorsaak en gevolg is om voort te bou op Henrik Svensmark (en spanne) se teorie wat sê dat variasies in die kosmiese straling wat die aarde bereik afhang van die sterkte van die magnetiese veld van die son en dat hierdie straling bydra tot die skep van aerosole, waardeur variasies in die wolkvorming. Sonstorms dra by tot die tydelike versterking van die aarde se magnetiese veld. Die vraag is of hierdie bydraes ook van tyd tot tyd 'n langtermyn-effek op die Aarde se magnetiese veld kan hê. In daardie geval kan dit die rede vir die bogenoemde toeval verklaar.

Aarde se magnetiese veld, Geodynamo, aardverwarming

Die heersende aanvaarde (Geodynamo-teorie) van die Aarde het groot probleme om verskeie aspekte wat verband hou met die Aarde se magnetiese veld soos hieronder gelys, te verklaar:

& middot Fluktuasies (onstabiliteit) van die sterkte van die Aarde se magnetiese veld.

& middot Die Suid-Atlantiese anomalie.

& middot Baie van die korsafwykings (byvoorbeeld die Sentraal-Afrikaanse korsafwyking).

& middot Die ommekeer van die Magnetiese pole elke 200 000 jaar.

& middot Die ooreenstemmende tydperke (van duisende jare) van korrelasie tussen die Aarde se wêreldtemperatuur en die sterkte van die Aarde se wêreldwye magnetiese veld.

& middot Die korrelasie tussen magnetiese korsafwykings en termiese aktiwiteite.

& middot Die periodieke opkoms van 2 (of moontlik 4) verskillende Magnetiese Suid- en Noordpole.

Waarom die Aarde se magnetiese veld (hierna MF) van tyd tot tyd sy pole omkeer (Geomagnetiese omkering) en waarom dit soms teen 'n fraksie van sy gemiddelde sterkte werk, is albei groot raaisels. Die sogenaamde 'inner dynamo' moet 'n baie stabiele MF lewer as gevolg van die stabiele draai van die Aarde.

Daarom is baie van die onopgeloste raaisels verbonde aan die MF van die Aarde so vreemd dat dit vergelyk kan word met die Aarde wat skielik sy draaibeweging omkeer en die rotasiesnelheid aansienlik verminder.

Al hierdie geheimsinnige magnetiese verskynsels kan egter maklik verstaan ​​word as oorsaak-gevolg in die lig van 'n nuwe teorie wat hier aangebied word. Die MF van die aarde is eenvoudig 'n ferromagnetiese veld, wat slegs in die aardkors gegenereer word. Hierdie besef maak die deur oop vir die begrip van die oorsaak van die samelopende periodes (van duisende jare) van korrelasie tussen die Aarde se wêreldtemperatuur en die sterkte van die Aarde se wêreldwye magnetiese veld. As newe-effek het dit die (hoofoorsake) van sogenaamde Global Heating opgelos.

Die volgende punte is onderskat of nie heeltemal verstaan ​​nie:

& middot Die magnetiese materiaal in die aardkors is genoeg om 'n globale MF te skep.

& middot Die belangrikheid van die "bevrore" en "nie-bevrore" magnetiese vloed in die aardkors.

& middot Waarom die ferromagnetiese veld van die aarde periodiek verbrokkel en integreer.

& middot Variasie van innerlike hittevloei in die aardkors.

2. Die magnetiese basiese toestand van die aarde

Voordat die 'innerlike geodynamo-teorie' oorgeneem het, het die wetenskaplike gemeenskap aanvaar dat die MF van die aarde 'n ferromagnetiese veld is wat deur magnetiese materiaal in die kors geskep is. Die nuwe geodynamo-teorie is in werklikheid slegs 'n proefskrif (bespiegeling). Geen harde oorsaak-gevolg bewyse bestaan ​​regtig nie. Inderdaad, die nuwe proefskrif het eerder baie meer probleme geskep as wat dit 'opgelos' het - en ons verhinder het om die afgelope dekades die ware aard van die oorsaak van die MF van die aarde te verstaan.

Vandag is dit bekend dat die MF van die aarde periodiek deur periodes gaan wat oorheers word deur 'magnetiese chaos'. Gedurende hierdie periodes van gefragmenteerde magnetiese aktiwiteit bestaan ​​daar twee (of selfs vier) magnetiese Noord- en Suid-pole, en die magnetiese sterkte van die wêreldveld is baie swak. Die tydperke van 'magnetiese chaos' onthul 'die sleutel' om verskeie raaisels wat met die aarde se MF verbind is, te ontsluit, en selfs die sleutel om die hoofrede te ontsluit vir die wêreldwye verhitting waarmee ons hierdie jaar te kampe het.

Gedurende periodes van swak magnetiese aktiwiteit is dit nie sinvol om te glo of te beweer dat 'n innerlike elektromagnetiese dinamo wel binne die aarde bestaan ​​nie. Gedurende hierdie tydperke bestaan ​​'n wêreldwye magnetiese veld eenvoudig nie.

Tydperke wat gekenmerk word deur 'n chaotiese magnetiese toestand is in werklikheid die basiese toestand van die aarde se ferromagnetiese veld (hierna FMF). Dit is bekend dat gedurende periodes wat gekenmerk word deur chaotiese en swak magnetisme en die wêreldwye FMF van die aarde minder as 10% van die normale (gemiddelde) sterkte is. Die oorblywende 90% van die maksimum sterkte word eenvoudig geskep wanneer die gefragmenteerde magnetiese “alliansies” (weer) bymekaarkom om 'n wêreldwye FMF te vorm. Die nuwe teorie noem hierdie verskynsel: "ferromagnetiese integrasie". Wat ons sien, is niks anders nie as die eenvoudige ferromagnetiese (kontinentale) alliansies, wat uiteindelik weer in 'n wêreldwye MF integreer. Daarom is die 'basiese ferromagnetiese toestand' 'n baie eenvoudige verskynsel wat maklik is om te verstaan.

Tydperke van 'n swak en chaotiese MF word altyd gevolg deur tydperke wanneer daar weer eens 'n wêreldwye FMF geskep word. Daar is eenvoudig geen gebruik vir 'n innerlike dinamo-teorie nie. Al wat ons moet verstaan, is hoe 'n chaotiese en gedisintegreerde ferromagnetiese korsveld weer in 'n wêreldwye FMF geïntegreer word, en ook waarom hierdie veld terugkeer na 'n tydperk van swakheid en ontwrigting.

3. Die twee ferromagnetiese korsvelde

Dit is 'n bekende feit dat die MF van die Aarde integrerende en selfbestendige eienskappe het. Byvoorbeeld, 'n ysterstaaf wat vertikaal op die noordelike halfrond geplaas word, sal onmiddellik 'n magnetiese noorde aan die bokant van die staaf skep. As gevolg hiervan sou so 'n staaf (enersyds) 'n (min of meer) geïntegreerde deel van die Aarde se wêreldwye MF word en bydra tot die totale sterkte daarvan. Aan die ander kant sal enige "bevrore magnetiese vloed" van die ysterstaaf in willekeurige rigtings wys, ten volle magnetiese integrasie voorkom en dus terselfdertyd sowel (relatief tot die moontlike, volle potensiaal) ontwrigtende en verswakkende effekte veroorsaak.

As die vertikale ysterstaaf tot die Curie-temperatuur verhit sou word en daarna weer sou afkoel, sou die ysterstaaf perfek geïntegreer wees met die MF van die Aarde, en sou dit dus baie sterker bydra tot die Globale FMF van die aarde. Die integrasie van 'n FMF is 'n eie-voortdurende eienskap wat in staat is om eers relatief klein magnetiese gebiede te verenig en sodoende uiteindelik FMF's van vastelande te verenig om uiteindelik 'n wêreldwye FMF van die planeet te verenig.

Diep binne-in die aardkors (waar die temperatuur hoër is as op die oppervlak, maar nog steeds onder die Curie-punt), is daar optimale toestande vir die proses van magnetiese integrasie. Die "magnetiese weerstand" is laer in hierdie warmer gebiede as gevolg van ontwrigtende, "bevrore" magnetiese strukture en word aansienlik verminder.

Die dikte van die vastelande is baie groter as die kors onder die oseane. Magnetiese sterkte is dus ook sterker bo die twee noordelike vastelande. Daarenteen het die suidelike halfrond nie sulke groot landmassas nie en dra dit dus veel minder by tot die wêreldveld.

Figuur 1 toon 'n magnetiese kaart en dat die twee groot noordelike vastelande 2 sterk magnetiese gebiede het: een bo Noord-Siberië en die ander een bo Noord-Amerika. Gedurende periodes waarin die kontinentale FMF-sterkte sterk is, strek 'n sterk, geïntegreerde globale korsveld maklik tot by die suidelike halfrond. Die teenoorgestelde gebeur tydens swak magnetiese tydperke. Disintegrasie van die wêreldwye FMF op die aarde sal eers die reikwydte verminder. Uiteindelik sal Eurasië en Suid / Noord-Amerika hul eie noord- en suidpool hê.

Gedurende periodes van magnetiese verbrokkeling sal Eurasiese FMF sy deel van die magnetiese gemeenskaplike magnetiese noord- en suidpool terugtrek in die rigting van sy eie kontinent, en dieselfde sal gebeur in die gekombineerde veld van die Noord- en Suid-Amerikaanse vastelande. Dit is wat tans gebeur

Figuur 1 . Kontinentale ferromagnetisme krediet DTU.

Suid / Noord-Amerika, wat ook die sogenaamde Suid-Atlantiese anomalie verklaar. Voortgesette wêreldwye verbrokkeling (wat 3000 jaar gelede begin het) sal die Aarde se magnetiese omvang geleidelik verswak (Figuur 2).

Die hoofoorsaak hiervoor is magnetiese verstrengeling, veral in die noordelike streke naby die Nord Magnetic Pole (NMP). Noord-Kanada is die meeste geraak, en daarom verswak die gesamentlike Noord- en Suid-Amerikaanse MF dramaties.

Die magnetiese swakheid wat ons tans in die Atlantiese Oseaan sien ('die Suid-Atlantiese anomalie' genoem) is in werklikheid die eerste ernstige teken van 'n tydperk toe die wêreldwye MF die proses van skeiding in twee dele begin het. Die wetenskaplike hoofstroomgemeenskap is van mening dat die wêreldwye verswakking van die MF sal voortduur en dat 'n omkeer van magnetiese pole binnekort gaan plaasvind. Dit is waarskynlik nie waar nie.

4. Magnetiese integrasie en verbrokkeling

Die Noordelike Oseaan is 'n gebied van spesiale strategiese belang. In die Arktiese Oseaan vind ons een van die grootste en sterkste magnetiese afwykings op aarde (Figuur 3). Daarom is hierdie sterk magnetiese gebied die mees voor die hand liggende gebied om onder ons aandag te bring.

Die Arktiese Oseaan is die natuurlike plek waar die twee groot kontinentale ferromagnetiese velde in een globale veld versamel word. Die magnetiese noordpool (hierna MNP) is die ingang na die ferromagnetiese veld van die aarde. Dit is veral belangrik om op te let dat die termiese hitte wat ons in die Arktiese oseaan vind, beslis bevrore magnetiese vloed in daardie gebied kan laat loskom en dat die gebied dus op die lange duur baie buigsaam is (maklik om aan te pas by die wêreldwye FMF). ) (Figuur 4).

Figuur 5 toon bevrore permanente magnetiese vloed in die boonste oppervlak van die aardkors. In die aarde se "onderste kors" (oranje kleur) word dit al hoe makliker om die magnetiese rigtings te verander totdat dit die Curie-punt bereik.


Vroeë simulasies

Die situasie het in die 1980's omgedraai, toe 'n samevloeiing van nuwe navorsers, verbeterde rekenaarfasiliteite en samevattende waarnemings van hoë gehalte dit moontlik gemaak het om 'n meer kwantitatiewe studie van vloeistransport te begin. Tydens die vergadering van 7 tot 10 Januarie 1981 van die Afdeling Sonfisika van die Amerikaanse Astronomiese Vereniging in Taos, Nieu-Mexiko, het Jay Boris (direkteur van die NRL se laboratorium vir rekenaarfisika) daarop gewys dat ons nie nodig het om na bespiegelinge oor stroomvervoer te luister nie. meer. Ons kan die evolusie van die grootskaalse veld simuleer en hierdie simulasies vergelyk met sinoptiese waarnemings van Kitt Peak. Toe ons terugkeer na NRL, begin Jay 'n vloedvervoerkode skryf en ek meet vloed in bipolêre magnetiese streke op Kitt Peak-magnetogramme. Ons het spoedig by Rick DeVore aangesluit, wat die kode vir die volgende generasie rekenaars aangepas het en dit gebruik het om die vloeitransport in 'n verskeidenheid sonkonfigurasies te simuleer. Sy analitiese en numeriese berekeninge het gelei tot verskeie artikels oor magnetiese vloedvervoer op die son en 'n PhD-proefskrif vir die Princeton Universiteit (DeVore, 1986).

Dit was vervelig om die koördinate te meet en die vloed van al die opkomende bipolêre magnetiese streke op die Kitt Peak-magnetogramme te skat. Dus het ons begin met die interval 1976–1981 en die koördinate en poolsterktes van geïdealiseerde nuut uitbarstende magnetiese 'dubbels' aangeteken. Die lys het dubbelspel bevat met paalsterktes van 0,1 × 10 21 Mx of meer. Ons eerste projek was om hierdie metings te gebruik om die evolusie van vloed in geïsoleerde aktiewe streke te bestudeer (Sheeley Jr. et al., 1983). Ons het 'n effektiewe diffusiesnelheid van 730 ± 250 km 2 s −1 behaal wat die skatting van Leighton (1964) van 770–1540 km 2 s −1 oorvleuel, en veel groter was as Mosher se waarde van 200–400 km 2 s −1 (Mosher , 1977). Daaropvolgende studies, insluitend meridionale vloei, het die diffusiesnelheid verlaag tot 600 km 2 s −1 (Wang et al., 1989b) en dan tot ongeveer 500 km 2 s −1 (Wang et al., 2002b).

Vervolgens het ons die evolusie van die son se gemiddelde siglynveld gesimuleer. Die aanvanklike resultaat was so bemoedigend dat ons die bronmetings so ver moontlik op daardie tydstip (Junie 1984) uitgebrei het en die grootste deel van die sonvleksiklus 21 gesimuleer het (DeVore et al., 1985a, b Sheeley Jr. et al., 1985). Die sektorpatroon van die gesimuleerde gemiddelde veld was relatief ongevoelig vir die besonderhede van die vloedvervoerparameters, en het geen twyfel gelaat dat die son se gemiddelde veld gewortel was in vloed wat in aktiewe streke ontstaan ​​het nie. Dit was nie meer nodig om 'n beroep te doen op onbekende oervelde onder die sonoppervlak wat ons uit die donker eeue gekom het nie.


Nuwe magnetiese siklus van die son het begin toe die magnetiese veld "onderstebo draai"

Die son se magnetiese siklusse duur 22 jaar. Vir die eerste helfte is die magnetiese noordkant in die son se noordelike halfrond geleë, met die magnetiese suide in die suidelike halfrond, soos dit sinvol blyk te wees. Na die 11-jaar draai die magnetiese oriëntasie van die son egter om en laat die magnetiese noorde in die suidelike halfrond agter, en andersom staan ​​dit bekend as 'n sonsiklus. Aan die einde van die 11 jaar draai die son terug en merk die begin van die volgende magnetiese siklus. NASA het 'n video vrygestel wat 'n visuele voorstelling van hierdie verskynsel gee.

Onlangs bereik die son die middelpunt van Solar Cycle 24 en die magnetiese noordpool skuif na die suidelike halfrond. Afgesien van die voorspelbare tydskaal van die gebeurtenis, het sterrekundiges geweet dat die flip binnekort sou plaasvind as gevolg van 'n toename in sonaktiwiteit in die vorm van sonvlekke, koronale massa-uitwerpings en fakkels. Magnetiese velde in die atmosfeer van die son en # x2019 vang warm gas vas, en dit lei tot 'n magnetiese draai, hierdie sakke word vrygelaat en lei tot groot sarsies, genaamd koronale massa-uitwerpings (CME's). Wanneer hierdie sonaktiwiteit 'n hoogtepunt bereik, bekend as die maksimum van die son, draai die magnetiese oriëntasie om. Sodra die magnetiese noorde na die noordelike halfrond terugkeer, eindig die voormalige sonnesiklus en die volgende een begin.

Alhoewel sonvlekke sedert die prehistoriese tyd waargeneem is, is dit eers in 1610 deur Thomas Harriot met 'n & # xA0-teleskoop ondersoek. Gereelde ondersoeke na die sonvlekke het in die 18de eeu begin, met die eerste aangetekende sonsiklus wat in Maart 1755 begin het. Alhoewel die siklusse ongeveer 11 jaar is, het die kortste siklus slegs 9 jaar geduur en die langste 14 jaar.

Hierdie video wys die magnetiese oriëntasie van die son, met die groen wat die magnetiese noorde aandui en pers die magnetiese suide voor. Die video begin in die lente van 1997 en wys die begin van Solar Cycle 24 in 2002. Die video eindig in Oktober 2013, net voordat die oriëntasie omgeswaai het.


Harry sê dat die magnetiese velde op die son hul polariteit omkeer

Stil, sonder seremonie, keer die son sy poolvelde om! Wat 'op aarde' gaan aan?

Alhoewel 'n 'dwerg' van ons son 'n groot voorwerp is, is dit ongeveer 1400 mm in deursnee - en aangesien dit honderd keer so ver is, kan ons ons gerus verwonder aan die doen en late daarvan met 'n beskermende beskerming. En dit vertoon baie vreemde gedrag - sommige vertel ek op hierdie bladsye. Ongelooflik, vir die wonderlikste 'truuk' van almal: dit sal sy noord- en suidmagnetiese pole omkeer! En in die 'internet-era' met 'n bietjie geluk, kan ons dalk die hele ongelooflike gebeurtenis aanskou.

Hale en ander het die omkeerproses in 1912 ontdek:

“Hale et al (1919) ... het aangekondig dat die polariteite [in elke halfrond] was omgekeer in die nuwe sikluskolle ... dit word die Hale Nicholson-wet genoem ”(Zirin, H.“ Astrophysics of the Sun ”1986 Cambridge Uni Press P307). En - “Die [son se] poolkappe verander polariteit ongeveer 1 - 2 jaar na die maksimum sonvlek, om die teken te neem van die volgende (f) polariteit van die halfrond [waarin dit voorkom] gedurende die huidige siklus ”(Schrijver en Zwaan“ Solar and Stellar Magnetic Activity ”2008. P140. (my beklemtonings).

Wat beteken dit? Net soos die aarde het die son magnetiese noord- en suidpool: uitgebreide streke van 'eenpolige' veld - en by elke sonnesiklus keer hierdie poolvelde om. Aarde, daarenteen, keer sy poolvelde net so ongeveer 100 000 jaar om - iets wat 'n hoëtegnologie-samelewing 'n groot hartseer sou veroorsaak!

Die omkering van die son se polariteit kan natuurlik nie in amateur-omvang gesien word nie, hoewel die verval van sonvlekke wat die proses dryf, goed in amateur-toerusting gesien word. Maar gespesialiseerde magnetogramme onthul die bipolariteit van kolle, sowel as om aan te toon hoe 'sterte' of 'strepe' van (f) polariteit langs die rigting van 'vervalle' groepe stadig dryf - die proses wat die 'polêre ommekeer' veroorsaak.

Verskeie sterrewagte plaas daagliks (skyf) magnetogramme aanlyn, asook maandelikse (Carrington-rotasie) sinoptiese kaarte wat die vordering van omkering oor die hele skyf toon.

Polariteitsveld simulasies: Die mees dramatiese visualisering van die sonpolariteit is volgens my die pfss-modelle. Dit is 'n 'modellering'-tegniek wat 'n 3D-model van sonvelde genereer uit baie inligtingsbronne, sommige hierbo aangehaal. Ek glo Schrijver (aangehaal) was betrokke by die ontwikkeling van hierdie metodologie. 'N Daaglikse pfss-model word gepos deur © solarsoft.co - 'n waardevolste gids vir sonaktiwiteit.

Ommekeer: die vordering van veldomkeer is nou ver gevorder en die figuur vergelyk 'n simulasie vanaf 2008 (ongeveer die minimum) met 'n onlangse een van November 2012 (amper 'n maksimum). Waarskuwing: geen enkele daaglikse 'model' sal die hele skyf vang nie - dit is 3D-modelle - maar hulle gee 'n idee van die grootskaalse magnetiese strukture wat uit ons ster verskyn en die vordering om N-pole in S te verander en omgekeerd. Schrijver en Zwaan se boek (aangehaal) bespreek die proses en daar word aanvaar dat vergelykbare sterre soortgelyke aktiwiteite het. Kom ons vergelyk die twee beelde.

2008: ten minste sien ons groot 'doppies' van eenpolige veld aan beide die sonpale: noord is pienk, en suid is groen. Hierdie velde is 'oop' - dit wil sê hulle 'aarde' êrens in die ruimte - soms selfs na die aarde. As sodanig word hulle 'koronale gate' genoem en die sonwind stroom daardeur uit.

Tussen die twee pole sien ons meestal 'geslote' veld - in geel - waar velde met een polariteit naby die teenoorgestelde polariteit aansluit. Pienk 'oop' veld links van die middel is 'n klein kolgroep.

Sover ek weet kan die modelleringsagteware (nog) nie vinnige oorgange in die korona soos CME's, byvoorbeeld, vasvang nie.

2012: Die onlangse model verskil dramaties van dié van

5 jaar gelede. Die opvallendste is die omgekeerde kleure (polariteit) van die poolstreke - nou oorheers groen in die noorde en pienk in die suide, dus is die ommekeer ver gevorder. Let op: daaglikse modelle toon vinnige veranderinge en dit sal nog 'n rukkie duur voordat die ommekeer heeltemal stabiliseer.

Oop en geslote velde is sigbaar in die son se kroon - en dit kan moontlik wees om die betrokke 'pfss-model' te 'pas' op koronale beelde uit die onlangse QLD-verduistering. Die velde wat ons in die pfss-model sien, 'beeld' of vorm die korona.

Die middelbreedte toon groot ingewikkeldheid as gevolg van die baie aktiewe gebiede (kolle) en filamente wat daar voorkom. Beskou een voorbeeld in die SW.

Filament 'trog': in die son se SW word 'n groot magnetiese 'trog' gevorm deur geslote (geel) en oop (pienk) veld gesien (pyle, Fig rs). Daar is gereeld gedurende November filamente in hierdie 'trog' gevorm en in die ruimte uitbars (filamentuitwerpings). Dit is die migrasie van hierdie pienk veld na die voorheen groen poolgebied wat die suidpool omkeer, miskien oor nog 'n jaar.

Tydens 'n sonsiklus migreer kolle in een van die halfrond na die ewenaar. Intussen migreer die stil streekdrade (qrf) paalafdelings gedurende die siklus (Schrijver en Zwaan. Ibid P197). Dit is hierdie migrasie van die volgende (f) veld wat die eenpolige 'doppies' by die sonpale uiteindelik omkeer. Tans word daar baie filamente in die suidelike breedte aangetref, maar baie minder word in die noorde aangetref, miskien omdat die noorde 'n jaar gelede 'n maksimum bereik het, soos voorgestel is.

Samevatting: Die polêre omkeer van die son is nou ver gevorder - dit is 'n groot gebeurtenis vir die sonnestelsel - een wat elke elf jaar plaasvind. Dit is waarskynlik dat die ommekeer effekte op die aarde het, maar dit is min bekend.

Ons ster se dinamiese gedrag is opmerklik: dat so 'n groot entiteit sy 'kolle' so vinnig kan verander, is, dink ek, verstommend. Al is elf jaar 'n lang tyd vir 'n mens, is dit niks vir 'n ster wat alreeds is nie

8 miljard jaar oud. En die son is immers 'n 'stil' ster! Probeer u nou 'n aktiewe voorstel!

Harry Roberts is 'n waarnemer van die son en die maan, is 'n gereelde bydraer tot die Sydney Observatory-blog en 'n lid van die Sydney City Skywatchers.Hy is die ontvanger van die Astronomical Society of New South Wales se McNiven-medalje vir 2012, wat die hoogste toekenning van die genootskap is.


Is daar 'n manier om 'n magnetiese veld vir Mars te verskaf?

Kunstenaarsweergawe van 'n sonstorm wat Mars tref en die boonste atmosfeer van die planeet. Krediet: NASA / GSFC, Bron.

Is daar 'n manier om 'n magnetiese veld vir Mars te verskaf? Is daar selfs een nodig om 'n atmosfeer op Mars te behou (as 'n atmosfeer op een of ander manier verdik kan word)? Dit sal jammer wees om 'n aardse opwarming van die aarde op Mars op te bou om sy koolstofdioksied in sy atmosfeer vry te stel, net om die atmosfeer deur die son te laat wegblaas. Of sou Mars se swaartekrag dit kon vashou?

Wat 'n wonderlike en tog uitlokkende vraag! Laat ek eers agtergrond gee oor planetêre magnetiese velde en atmosfeer, dan sal ek bespiegel oor die moontlikheid om Mars 'n magneetveld te gee en of dit iets sou doen.

Dus, planetêre magnetiese velde: wat skep dit en wat doen hulle? Die aarde se magnetosfeer (magnetiese veld) word gegenereer deur 'n dinamo binne die planeet. Dynamo-teorie is baie ingewikkeld, maar as dit eenvoudig gestel word, produseer die rotasie van die aarde roterende strome in die gesmelte buitenste kern wat soos 'n reuse-elektromagneet optree. Die magneetveld van die aarde is baie spesiaal, hierdie strome kan nie op Venus vorm nie, omdat dit nie vinnig genoeg draai nie, of Mercurius en Mars, omdat hulle kern te koel is. Magnetiese velde dien as die eerste verdedigingslinie teen die sonwind. Gelaaide deeltjies in die sonwind word om die magnetiese veld van die aarde gedeflekteer terwyl 'n klein fraksie na die pole gerig word. Dit is die rede waarom aurora naby die noord- en suidpool gesien kan word.

Rekenaarsimulasie van die Aarde se magnetiese veld. Krediet: Dr. Gary A. Glatzmaier, Bron.

Daar is 'n paar meganismes wat die verlies van die atmosfeer van 'n planeet beheer. Die eerste is termiese ontsnapping. Gasmolekules beweeg rond met 'n spoedverdeling wat bepaal word deur die temperatuur van die gas en die massa van die molekule. As 'n molekuul in die boonste atmosfeer vinnig genoeg beweeg (vinniger as die ontsnappingssnelheid), sal dit die swaartekrag van die aarde ontsnap en in die ruimte verlore gaan. Warm en ligte atmosfeer op klein planete ontsnap maklik. Dit is waarom die atmosfeer van die binneste sonnestelsel (minder massiewe en warmer) planete bestaan ​​uit swaar molekules soos koolstofdioksied en stikstof, terwyl gasreuse (massiewe planete) in die buitenste sonnestelsel (waar dit koud is) kan vashou aan ligte elemente soos waterstof en helium. Daar is 'n baie cool simulator waarmee u hierdie proses hier kan speel.

Nog 'n belangrike meganisme vir atmosferiese verlies is die verwydering van sonwind. Sonder 'n magnetiese veld kan die sonwind 'n atmosfeer wegweer, net soos 'n rivier sy oewers erodeer. Net omdat 'n planeet nie 'n magneetveld het nie, beteken dit nie dat sonwind sy atmosfeer sal stroop nie. Venus het nie 'n magneetveld nie (en ervaar selfs 'n sterker sonwind aangesien dit nader aan die son is) maar het 'n baie dik atmosfeer. Venus kan sy atmosfeer vashou omdat dit dig en vas aan die planeet gebind is. Mars se swaartekrag is te swak om sy atmosfeer so saam te pers, wat veroorsaak dat sy atmosfeer te dun is om te verhoed dat hierdie erosie plaasvind. As ons teruggaan na ons rivieranalogie, is dit soortgelyk aan hoe 'n rots baie stadiger erodeer as 'n hoop sand. Vir 'n mooi samevatting van die verskillende meganismes van atmosferiese ontsnapping, waarvan ek oor sommige gepraat het en ander nie, sien u hierdie Wikipedia-artikel.

Voordat ek bespiegel oor die skep van 'n magneetveld rondom Mars, laat ek net sê dat Mars wel 'n uiters swak magneetveld het (

40 keer swakker as die aarde) maar slegs in die suidelike halfrond. Dit word waarskynlik veroorsaak deur gesteentes wat gevorm het toe Mars nog baie jonk was en nog steeds 'n magneetveld gehad het. Toe die planetkern afgekoel het, het die magneetveld verdwyn, maar dit het 'n afdruk op hierdie ou gesteentes gelaat. Hierdie veld is heeltemal te swak en nie-eenvormig om die planeet teen die sonwind te kan beskerm. Vir meer inligting hieroor, kan u hierdie skakel besoek.

Ontsnap snelheid vir planete in die sonnestelsel teenoor hul oppervlaktemperature. Krediet: Cmglee, Bron, lisensie: CC BY-SA 3.0.

Dus, hoe kan ons Mars se magneetveld begin? Eerstens moet ons die buitenste kern van die planeet op een of ander manier vloeibaar maak. Dan sou die planeet se eie rotasie 'n dinamo skep en 'n magnetiese veld soos die aarde genereer. Dit kan gedoen word met behulp van 'n uiters groot kernbom wat naby die kern van die planeet geplaas sal word. Die bom sou genoeg energie moes vrystel om die kern te vloeibaar, dit is BAIE energie! Dit is soortgelyk aan die uitgangspunt van die film "The Core". In daardie film het hulle probeer om die gesmelte kern van die aarde te laat draai om die dinamo weer te begin waar ons eers die kern van Mars moes smelt. Nog 'n interessante idee is om 'n elektriese stroom deur die planeet te laat loop. Die weerstand van die kern sal veroorsaak dat dit verhit, soortgelyk aan hoe 'n draad opwarm wanneer u 'n battery kortsluit. Weereens, dit sal baie energie verg, maar op hierdie manier word dit gelewer deur elektrisiteit wat sonkrag of 'n ander kragbron kan gebruik.

Sê dat ons Mars op die een of ander manier moes terreur vir bewoning. Ons kan dit opwarm en 'n aardeagtige atmosfeer gee en 'n magneetveld om dit teen sonwind te beskerm, maar sou die atmosfeer bly? My intuïsie vertel my, helaas, nee. Selfs met 'n magneetveld is Mars net nie massief genoeg nie (1/10 massa en

0,4 die swaartekrag van die Aarde) om 'n Aardagtige atmosfeer vas te hou by Aardagtige temperature.

U kan sien dat op hierdie plot van atmosferiese temperatuur versus ontsnap snelheid ook aan die regterkant weergegee word. Die kolletjies stel die planete (of mane) in ons sonnestelsel voor en die lyne toon die temperatuur en snelheid waarteen verskillende gasse sal ontsnap. Enige planeet wat onder 'n lyn in hierdie plot lê, kan nie daardie spesifieke gas vashou nie. As ons Mars sou opwarm tot iets soos die aarde se temperatuur sodat vloeibare water op die oppervlak kon bestaan, sou ons die punt op die plot horisontaal skuif sodat dit onder die aarde is. By hierdie temperatuur kon Mars nie water in sy atmosfeer vashou nie, en stikstof en suurstof sou baie naby aan die limiet wees. As ons nie omgee dat die atmosfeer soos die aarde s'n is nie, dan sal 'n magnetiese veld beslis help om 'n warmer CO2-atmosfeer teen sonwind te beskerm, maar dit sal 'n drastiese ander atmosfeer wees as die aarde.

Jammer vir die langdradige reaksie, maar ek hoop dat u nie net u vraag beantwoord het nie, maar ook iets geleer het. Ek wil u met 'n laaste ding agterlaat, ingeval u dit nog nie in die nuus gesien het nie. Wetenskaplikes met die MAVEN-missie (Mars Atmosphere en Volatile EvolutioN) het pas vier artikels gepubliseer waarin uiteengesit word hoe Mars se atmosfeer deur sonwind weggevreet is (die prentjie bo-aan is van die gepaardgaande persverklaring). 'N Goeie opsomming kan hier gevind word, wat ook skakel na die volledige navorsingsartikels as u avontuurlustig voel.


Antwoorde en antwoorde

wel. die sferiese vorm van vloeistowwe is nie 'n effek van magnetisme nie, die rede vir hierdie vorm is oppervlaktespanning.

die magnetiese veld van sterre soos die son word geskep deur hul plasmastrome.

'N Roterende liggaam van geleidende gas of vloeistof ontwikkel selfversterkende elektriese strome (genereer dus self magnetiese veld) as gevolg van 'n kombinasie van differensiële rotasie (verskillende hoeksnelheid van verskillende liggaamsdele), Corioliskrag en induksie. Die verspreiding van strome kan redelik ingewikkeld wees, met talle oop en toe lusse - dus is die magnetiese veld van hierdie strome in hul onmiddellike omgewing ook redelik veelvuldig. Op groot afstand kanselleer die magnetiese veld van strome wat in die teenoorgestelde rigting vloei, maar net 'n groot dipoolveld oorleef (verminder met die langste afstand). Omdat hoofstrome in die rigting van geleidende massabeweging (ekwatoriale strome) vloei, is die hoofkomponent van die gegenereerde magnetiese veld die dipoolveld van die ekwatoriale stroomlus, wat dus magnetiese pole naby geografiese pole van 'n roterende liggaam produseer.

Magnetiese velde van alle hemelliggame is min of meer in lyn met die draairigting. 'N Ander kenmerk van hierdie dinamomodel is dat die strome wisselstroom eerder as gelykstroom is - hul rigting (dus die rigting van die magneetveld wat hulle genereer) wissel periodiek (min of meer) af, en verander amplitude en omgekeerde rigting (wat steeds min of meer in lyn is met die rotasie-as).

Die hoofkomponent van die son in magnetiese veld keer elke 11 jaar die rigting om (dus is die periode ongeveer 22 jaar), wat lei tot 'n verminderde omvang van die magneetveld naby die omkeringstyd. Gedurende hierdie rustyd word die sonvlekaktiwiteit gemaksimeer (as gevolg van 'n gebrek aan magnetiese remming op plasma) en gevolglik vind massiewe uitstoot van hoë-energieplasma in sonkorona en interplanetêre ruimte plaas. Botsing van naburige sonvlekke met teenoorgestelde magnetiese veld lei tot die opwekking van sterk elektriese veld naby vinnig verdwynende magnetiese veldstreke. Hierdie elektriese veld versnel elektrone en protone tot hoë energieë (kilo-elektrone volt), wat daartoe lei dat strale van uiters warm plasma die sonoppervlak verlaat en koronale plasma verhit tot hoë temperature (miljoene K).

Kompakte en vinnig draaiende sterrekundige voorwerpe (wit dwerge, neutronsterre en swart gate) het uiters sterk magnetiese velde. Magnetiese veld van pasgebore vinnig-draaiende neutronster is so groot (tot 10 ^ 8 Teslas) dat dit elektromagneties genoeg energie uitstraal om die sterrotasie 100-1000 keer vinnig (binne 'n paar miljoen jaar) te demp. Materiale wat op neutronster val, moet ook magnetiese veldlyne volg, wat lei tot twee warm kolle op die oppervlak waar dit die ster se oppervlak kan bereik en beïnvloed. Hierdie kolle is letterlik 'n paar voet dwars, maar geweldig helder. Daar word geglo dat hul periodieke verduistering tydens sterrotasie die bron van polsende bestraling is (sien pulsars).

Strale van relativistiese plasma word gereeld waargeneem in die rigting van magnetiese pole van aktiewe swart gate in sentra van jong sterrestelsels.

As die gas of vloeistof baie viskos is (wat 'n onstuimige differensiële beweging tot gevolg het), is die omkering van die magneetveld miskien nie baie periodiek nie. Dit is die geval van die Aarde se magnetiese veld wat gegenereer word deur onstuimige strome in die viskose buitenste kern.

en die aarde se magneetveld word, sover ek weet, in sy kern deur yster geskep.

Magnetiese velde word vervaardig deur die beweging van elektriese ladings. Die magnetiese veld van 'n staafmagneet is byvoorbeeld die gevolg van die beweging van negatief gelaaide elektrone in die magneet. Die oorsprong van die Aarde se magnetiese veld word nie heeltemal verstaan ​​nie, maar word vermoedelik geassosieer met elektriese strome wat geproduseer word deur die koppeling van konvektiewe effekte en rotasie in die draaiende vloeibare metaalkern van yster en nikkel. Hierdie meganisme word die dynamo-effek genoem.

Gesteentes wat uit die gesmelte toestand gevorm word, bevat aanwysers van die magneetveld tydens die stolling daarvan. Die studie van sulke & quotmagnetiese fossiele & quot dui aan dat die Aarde se magnetiese veld homself elke miljoen jaar omkeer (die noord- en suidmagnetiese pool skakel). Dit is maar een detail van die magneetveld wat nie goed verstaan ​​word nie.


Sonsiklus

Die son se magnetiese veld dryf die sonwind aan en lewer ruimteweer. Dit dien ook as die prototipe vir die begrip van ander sterre en hul planetêre omgewings. Plasma-bewegings in die binnekant van die son bied die dinamiese werking wat die sonmagnetiese veld genereer. Op die sonoppervlak blyk dit as 'n siklus van ongeveer 11 jaar in die aantal en posisie van sigbare sonvlekke. Hierdie sonsiklus is manifesteer in feitlik alle waarneembare sonparameters, van die voorkoms van die kleinste magnetiese kenmerke op die son tot die grootte van die borrel in die interstellêre ruimte wat deur die sonwind uitgekerf word. Matige tot ernstige effekte in die ruimte-weer toon 'n sterk variasie in die sonkringloop. Dit is egter 'n kwessie van debat of uiterste ruimteweer uit die siklus van 11 jaar volg.

Elke sonnesiklus van 11 jaar is eintlik net die helfte van 'n “Hale” -siklus, met die konfigurasie van die grootskaalse magnetiese veld van die Son ongeveer 22 jaar om dit te herhaal. Aan die begin van 'n nuwe sonsiklus kom daar sonvlekke voor in middelbreedtegebiede met 'n oriëntasie wat die dominante grootskaalse veld teenstaan, wat lei tot 'n erosie van die poolvelde. Namate die siklus vorder, kom sonvlekke op laer breedtegrade voor. Rondom die maksimum van die son, draai die polariteitsveld polariteit om, maar die sonvlek oriëntasie bly dieselfde, wat lei tot 'n opbou van die sterkte van die poolveld wat aan die begin van die volgende siklus 'n hoogtepunt bereik. Soortgelyke magnetiese siklusiteit is onlangs by ander sterre afgelei.

Sleutelwoorde

Vakke

1. Inleiding

Die voorkoms van sonvlekke is lankal waargeneem in was en kwyn met 'n ongeveer 11 jaar periodisiteit. Dieselfde sikliese gedrag is in byna alle waargenome manifestasies van sonmagnetiese aktiwiteit teenwoordig, vanaf kleinskaalse kortstondige gebiede tot koronale massa-uitwerpings, terwyl die effek van die sonkring vanaf die diep binnekant van die son tot aan die buitekante van die heliosfeer gemeet is. Deur modulasie van sonwindstrukture en energieke deeltjiepopulasies beïnvloed die sonsiklus die ruimteweer direk. Dit is ook die mees toeganklike diagnose van die sonkrag (en dus 'n sterre) magnetiese dinamo. Die geskiedenis en eienskappe van die sonsiklus word eers aan die hand van sonvlekke bespreek, voordat die variasies van die sonsiklus in eienskappe op 'n afstand en in situ waargeneem word. Langtermynvariasies, op die eeufees- en duisendjarige skaal, word ook aangebied.

2. Sonvleknommer

Die sonsiklus is sinoniem met periodieke verskille in die voorkoms van sonvlek. Terwyl sonvlekke slegs 'n indirekte proxy is vir die magnetiese sonmagnetiese veld wat sentraal staan ​​in die sonsiklus, is dit verreweg die langste reeks wat die sonparameter direk waargeneem het en bly dit dus van groot wetenskaplike belang in 'n verskeidenheid navorsingsgebiede.

Teleskopiese waarnemings van sonvlekke het in die vroeë 17de eeu begin, maar vroeë waarnemers (met 'n paar opvallende uitsonderings) was geneig om relatief afwisselend metings te doen en oor 'n relatiewe beperkte tydperk. Die verspreide aard van die data, sowel as die beperkinge in ontleding en visualisering, het daartoe gelei dat die ongeveer 11-jarige siklus in die sonvlekgetal - so duidelik voor die hand liggend nou - vir byna 250 jaar nie definitief geïdentifiseer is nie. Christian Horrebow, 'n Deense sterrekundige, het die eerste keer in 1776 voorgestel dat die aantal sonvlekke van tyd tot tyd kan wissel, maar dat die beskikbare waarnemings nie voldoende was om so 'n handtekening te identifiseer nie (Hathaway, 2010). Heinrich Schwabe, 'n Duitse sterrekundige, het 18 jaar toegewyde sonwaarnemings onderneem, saamgevat in Figuur 1. Hy het 'n periode van ongeveer tien jaar gerapporteer tussen die maksimum in die jaarlikse aantal sonvlekgroepe en sonvlekvrye dae (Arlt, 2011 Schwabe, 1844) . Daarom word die sonvlek-siklus dikwels die Schwabe-siklus genoem.

Figuur 1. Heinrich Schwabe se sonvlek en aurorale waarnemings van 1826 tot 1844. Bo: Die jaarlikse aantal sonvlekgroepe (swart) en sonvlekvrye dae (rooi). Data is nie vir die aantal waarnemingsdae per jaar reggestel nie, hoewel die tendense onveranderd is. Onder: Aurora waargeneem per jaar.

Schwabe se resultaat was nie algemeen bekend in die wetenskaplike gemeenskap van destyds nie, maar Rudolf Wolf, direkteur van die Bern Observatory, het die belangrikheid daarvan erken en 'n formele program vir daaglikse waarneming van die sonvlek opgestel. Hierdie gegewens is saamgestel in 'n 'relatiewe' sonvlekgetal, R, wat nie bloot die totale aantal sonvlekke op die sonskyf is nie, maar die aantal individuele kolle plus tien keer die aantal sonvlekgroepe (Wolf, 1850, 1851). Hierdie definisie beteken dat R oorheers word deur die aantal groepe wat gewoonlik makliker waargeneem kan word as individuele kolle met kleiner teleskope en vroeëre optika, maar die bepaling van wat wel of nie 'n groep uitmaak nie, voeg 'n mate van subjektiwiteit by. Om data van verskeie waarnemers (of dieselfde waarnemers met verskillende teleskope of tegnieke) te kombineer, het Wolf verder 'n skaalfaktor (k) ingestel. Op hierdie manier het Wolf effektief begin met die samestelling en kombinasie van alle beskikbare sonvlekwaarnemings wat vandag voortduur. Bekende waarnemingslogboeke laat R toe tot ongeveer 1750 met maandelikse resolusie en tot 1700 met 'n jaarlikse resolusie herkonstrueer word (data is beskikbaar by http://www.sidc.be/silso/datafiles). Die rekord van sonaktiwiteit kan verder terug in die tyd tot 1610 uitgebrei word deur jaarlikse middele van slegs sonvlekgroepe op te stel (Hoyt & amp Schatten, 1998), maar wat R betref, is 'n mate van kalibrasie tussen waarnemers nodig.

Onlangs is die interpretasie van historiese sonvlekrekords, die metodologieë wat gebruik word om verskillende waarnemers te kombineer, en teltegnieke opnuut onder die loep geneem (Cliver, Clette, & amp Svalgaard, 2013 Svalgaard, 2010). Voortgesette gekoördineerde pogings (Clette, Svalgaard, Vaquero, & amp Cliver, 2014 Cliver, Clette, Svalgaard, & amp Vaquero, 2015) bring nuwe statistiese tegnieke saam, groter fisiese begrip van die prosesse wat die voorkoms van sonvlek bepaal, en nuut ontdekte historiese rekords om reg te stel vir sistemiese waarnemingsvooroordele en meer robuuste saamgestelde sonvlekreeks te produseer (Chatzistergos, Usoskin, Kovaltsov, Krivova, & amp Solanki, 2017 Clette & amp Lefèvre, 2016 Lockwood, Owens, Barnard, & amp Usoskin, 2016 Svalgaard & amp Schatten, 2016 Usoskin et al., 2016 ).

Die verskillende metodes om saamgestelde sonvlekreekse te vervaardig (Figuur 2) vertoon 'n aantal algemene kenmerke. Die opvallendste is die Maunder minimum (MM), 'n tydperk van sterk verminderde sonaktiwiteit, wat die eerste keer geïdentifiseer word deur 'n vermindering in die aurale voorkoms (Eddy, 1976 Usoskin et al., 2015), maar ook duidelik teenwoordig in die voorkoms van sonvlekke en ander sonligte. Die MM strek oor ongeveer 1650–1715, maar dit hang ietwat af van die gekose drempel en sonvlekrekord. Daar is bewyse uit gevolmagtigde sonaktiwiteite (Owens, Usoskin en amp Lockwood, 2012) dat die sonsiklus op 'n sekere vlak voortgeduur het ondanks die afwesigheid van 'n duidelik identifiseerbare Schwabe-siklus (Vaquero, 2007). 'N Kleiner en korter "groot minimum" aktiwiteit, die Dalton minimum (DM), strek oor die twee Schwabe-siklusse van die vroeë 19de eeu. Alle sonvlekrekords toon ook 'n minimum in die Schwabe-siklusgrootte rondom die begin van die 20ste eeu, gevolg deur 'n styging tot die grootste siklus in die 1950's, waarna die siklusgrootte afgeneem het. Hierdie kenmerke beklemtoon dat die son langdurige wisselvalligheid ondergaan, bo en behalwe die sonkring van ongeveer 11 jaar. Sulke variasies word verder bespreek in "Cycle-to-Cycle Variations".

Figuur 2. Jaarlikse sonvlekgetal gedurende die afgelope vier eeue.Bo: relatiewe (Wolf) sonvleknommer, R, van die Sonvlek-indeks en langtermyn-sonwaarnemings (SILSO), wêrelddatasentrum, Royal Observatory of Belgium (Clette & amp Lefèvre, 2016). Die nuutste weergawe (V2, rooi, vrygestel van Julie 2015) bevat 'n aantal regstellings ten opsigte van die vorige weergawe (V1, swart), wat met 'n faktor 1.43 geskaal is om ooreenstemming in die jongste siklusse te lewer en maklike vergelyking moontlik te maak. Onder: die aantal sonvlekgroepe uit drie saamgestelde reekse. Swart toon die oorspronklike (Hoyt & amp Schatten, 1998) reeks, rooi toon die Svalgaard en Schatten (2016) reeks, en blou toon rekonstruksie van Usoskin et al. (2016). In albei panele word grys-skaduwee-gebiede alternatiewe sonsiklusse aangetoon tot 1700. Twee periodes van verminderde sonaktiwiteit word uitgelig: die Dalton-minimum (DM) en die Maunder-minimum (MM).

Figuur 3. Die kumulatiewe verspreidingsfunksie van Schwabe-sikluslengtes, in jare. Die gemiddelde sikluslengte (soliede swart lyne) is 10,5 jaar, terwyl die interkwartielbereik (swart strepieslyne) oor 10 tot 12 jaar strek. Die minimum en maksimum waargenome sikluslengte is onderskeidelik 9 en 14 jaar.

Alhoewel die sonsiklus tradisioneel as 'n 11-jarige siklus beskou word, is dit gemiddeld net waar. Figuur 3 toon die kumulatiewe verspreidingsfunksie van die Schwabe-sikluslengte oor die periode 1700 tot nou. Die mediaan van die verspreiding is 10,5 jaar, terwyl die interkwartielbereik oor 10-12 jaar strek. Die minimum en maksimum van die verspreiding is onderskeidelik 9 en 14 jaar. Let egter daarop dat daar 'n mate van debat bestaan ​​oor die vraag of die siklus van 14 jaar (siklus 4, wat strek oor 1784–1799) eintlik twee kleiner siklusse is (Usoskin, Mursula, & amp Kovaltsov, 2001). As u hierdie waarde uitsluit, verminder dit die maksimum tot 13 jaar.

Figuur 4 toon die variasie van die sonvlekgetal as 'n funksie van die sonsiklusfase (Owens, Lockwood, Barnard, & amp Davis, 2011). Hierdeur kan die variasie tussen siklusse vergelyk word, met inagneming van die verskillende sikluslengtes. Die boonste panele toon dat die grootte van die siklusse baie veranderlik is (ongeveer faktor 3), maar dat die golfvorm redelik herhaalbaar is. Dit word verder getoon deur die onderste panele, waar elke siklus afgeskaal is tot die siklusgemiddelde. Dit is duidelik dat die styging en afname van siklusse asimmetries is, met die gladde piek ongeveer 35% –40% van die siklus (Waldmeier, 1935).

'N Aantal verhoudings tussen sonnesiklusfunksies is gerapporteer (Hathaway, 2010). Die bekendste is dat die stygingstyd van die sonvlek en die piek van die sonvlek antikorrelaat is (dit wil sê, groter siklusse toon 'n vinniger styging in Waldmeier, 1935). Meer onlangse ontledings (Dikpati, Gilman, & amp de Toma, 2008) dui egter daarop dat hierdie "Waldmeier-effek" moontlik nie statisties robuust is nie.

Figuur 4. Links bo: SILSO V2 maandelikse sonvlekgetal as 'n funksie van sonnesiklusfase vir 24 sonsiklusse. Regs bo: Gemiddelde sonvlekgetal in alle siklusse (rooi) en die standaardafwyking binne siklusse (pienk). Die onderste panele toon dieselfde data wat deur die gemiddelde sonvlekgetalle van elke siklus geskaal is.

Figuur 5. Sonvlekvariasies soos opgeteken deur die Royal Greenwich Observatory van 1874 tot 1976, waarna dit voortgesit is deur die Amerikaanse lugmag se Solar Optical Observing Network. Daaglikse data word gebruik om drie Carrington-rotasie-gemiddeldes (81 dae) te konstrueer. Bo: die aantal sonvlekgroepe wat op die hele son (swart) en in die noordelike (rooi) en suidelike (blou) halfrond sigbaar is. Middel: Aantal sonvlekgroepe as 'n funksie van breedtegraad en tyd, die vlinderdiagram genoem en ook na verwys as Spörer se wet. Die versadigde kleurbalk toon die gemiddelde aantal groepe per dag op 'n gegewe breedtegraad. Onder: Die gemiddelde breedtegraad van sonvlekgroepe.

Die ruimtelike verspreiding van kolle is net so belangrik soos die sonvlekgetal. Die boonste paneel van Figuur 5 toon dat die tydswisseling van sonvlekke in die noordelike en suidelike halfrond dikwels effens ontkoppel is. Die faseverskuiwing in hemisferiese aktiwiteit kan moontlik aanleiding gee tot die "Gnevyshev-gaping" (Gnevyshev, 1977), die daling in die totale sonvlekgetal (en 'n aantal ander skyfgemiddelde eienskappe, wat verder bespreek word in "Beyond Sunspots: The Magnetic Solar Cycle" ”) Rondom die piek van die sonsiklus. [Daar is egter ook voorgestel dat dubbelpiekkenmerke binne variasies met enkele halfrond bestaan ​​(Norton & amp Gallagher, 2010).] Die gapingsfunksie is veral prominent in die mees onlangse sonsiklus (ongeveer 2012–2014), toe die eerste piek in totale sonvlekgetal was hoofsaaklik 'n gevolg van aktiwiteit op die noordelike halfrond, terwyl die latere toename in aktiwiteit hoofsaaklik 'n verskynsel op die suidelike halfrond was.

Die gemiddelde breedte- en breedteverspreiding van sonvlekke wissel stelselmatig oor die sonkringloop, wat die eerste keer deur Carrington (1858) opgemerk en verder deur Spörer (Spoerer & amp Maunder, 1890) geanaliseer is. Die middelste paneel van Figuur 5 toon dat die sonvlekke aan die begin van 'n sonsiklus beperk is tot twee breedtebande wat rondom 20 ° tot 25 ° aan weerskante van die sonekwator sentreer. Namate die sonsiklus vorder, dryf hierdie bande stadig na laer breedtegrade en bereik hulle ongeveer 5 ° tot 11 ° van die ewenaar aan die einde van die siklus (Maunder, 1904). Soos gesien kan word in die onderste paneel van Figuur 5, is hierdie gedrag grootliks onveranderlik van die grootte of lengte van die sonnesiklus (Solanki, Wenzler & amp Schmitt, 2008), en die skerp toename in die gemiddelde breedtegraad van sonvlekke is 'n nuttige manier om te definieer die begin van 'n nuwe sonsiklus (Owens et al., 2011).

Daar is tipies 'n mate van tydelike oorvleueling in die opkoms van sonvlekke met 'n hoë sonbreedte in 'n nuwe sonsiklus met die stertkant van die lae-breedtegraad sonvlekke in die ou sonsiklus. Dit lei tot die oorvleuelende "vlinderdiagram" wat in Figuur 5 getoon word, wat gekoppel kan word aan 'n "verlengde sonsiklus" wat in ander magnetiese gevolge op hoër breedtegrade gesien word (McIntosh et al., 2015 Wilson, Altrocki, Harvey, Martin, & amp Snodgrass. , 1988).

Natuurlik lê die waarde van sonvlekwaarnemings daarin dat dit gebruik word as 'n sigbare proxy vir die fotosferiese magnetiese veld, wat die eerste keer direk deur George Ellery Hale gemeet is met behulp van die Zeeman-effek (Hale, 1908). Daar is gevind dat sonvlekke in bipolêre pare voorkom. In elke sonhemisfeer het die voorste sonvlek van elke paar (met betrekking tot sonrotasie) dieselfde magnetiese polariteit oor die hele sonnesiklus, 'n waarneming wat nou Hale se wet genoem word (Hale, 1924). Hierdie polariteit is teenoorgesteld in elke halfrond en is dieselfde as die polariteit van die magnetiese veld aan die begin van die sonnesiklus (sien Figuur 6). Dus, na die omkeer van die poolveld rondom die maksimum van die sonvlek, is die polariteit van die voorste sonvlek teenoor die poolveld in elke halfrond (sien Figuur 6). Die magnetiese oriëntasie van kolpare keer elke sonsiklus om, wat beteken dat 'n volledige magnetiese siklus van die Son twee Schwabe-siklusse bestaan ​​(dit wil sê ongeveer 22 jaar).

Figuur 6. 'n Skema van Hale en Joy se wette van sonvlek-oriëntasies gekombineer met die ekwatorwaartse verskuiwing van sonvleklokasies wat uitgedruk word in Spörer se vlinderdiagram. Rooi en blou skaduwee-areas dui onderskeidelik na binne (negatief) en na buite (positiewe) fotosferiese magnetiese velde. Sonvlekke kom in pare voor, met die voorste plek op laer breedtegraad (Joy se wet). In elke halfrond is die magnetiese polariteit van die voorste kol dieselfde as die dominante polariteit aan die begin van die sonkring (Hale se wet). Let daarop dat die sonvlekpare in die dalende fase van die siklus nader aan die ewenaar is as tydens die opkomsfase.

In Figuur 6 word ook die wet van Joy getoon: die waarneming dat die voorste sonvlek (ten opsigte van die rotasierigting) gemiddeld op 'n laer breedtegraad is as die agterste sonvlek (Hale, Ellerman, Nicholson, & amp Joy, 1919) . Die kantelhoek van die sonvlekpare is ≈ 7 ∘ en neem gemiddeld toe met die breedtegraad (Wang, Colaninno, Baranyi, & amp Li, 2015).

Die drie hoofwette van die sikliese aktiwiteit in die son, die wette van Hale en Joy sowel as die skoenlapper van Spörer, bied fundamentele waarnemingsbeperkings vir teoretiese modelle van die sonkring (dws dinamomodelle van die eerste konseptuele model Babcock, 1961) tot die volledige driedimensionele numeriese getal. modelle (Cameron, 2019). Hul gekombineerde effek, tesame met konvektiewe (korrel- en supergranulêre) vloei en die grootmaatvloei soos differensiële rotasie en meridionale sirkulasie in die fotosfeer en konvektiewe sone, is die boustene van die sondynamo, wat die sonsiklus aandryf (Babcock, 1961 Cameron, 2019).

3. Beyond Sunspots: The Magnetic Solar Cycle

3.1 Magnetogramme

Die belangrikste ontdekking in sonfisika in die vroeë 20ste eeu was die opsporing van magnetiese velde in sonvlekke deur Hale (1908), wat - buiten spektroskopie - die fisika in sonsterrekunde gebring het en dit in sonfisika omskep het. Hale kon egter net sterk magnetiese velde meet. Dit was eers in die vyftigerjare toe met die magnetograaf wat deur Harold Babcock en Horace Babcock (1952) gebou is, swak (van 'n paar gauss-veldsterkte) magnetiese velde buite sonvlekke gemeet kon word, wat bewys gelewer het van 'n wêreldwye magnetiese veld en, die belangrikste, van tydontwikkelende poolvelde (Babcock, 1948), wat deur Hale voorsien is. Horace Babcock het ontdek dat poolvelde mettertyd ontwikkel en selfs in polariteit omkeer.

Daar is gevind dat die swak magnetiese velde buite sonvlekke alomteenwoordig is in die sonfotosfeer en het net so belangrik geword as sonvlekvelde om die sonsiklus te verstaan. Daar is 'n kontinuïteit van die vorming van sterk vloedkonsentrasies deur die opkoms van magnetiese vloedbundels uit die binnekant van die son (wat bipolêre sonnevlekke skep), hul verval deur die verspreiding van vloed gedryf deur konvektiewe bewegings en magnetiese kansellasieprosesse, en die migrasie van vloed na die pole wat aangedryf word deur 'n polewaarde vloei wat die poolvelde moduleer en omkeer.

Langdurige, deurlopende waarnemings van die fotosferiese magnetiese veld het 'n sterk sonsiklusvariasie in die totale ongetekende fotosferiese vloed getoon (Arge, Hildner, Pizzo, en amp Harvey, 2002). Dit vertaal egter 'n baie kleiner variasie in totale ongetekende vloed aan die bokant van die korona, die oop sonvloei (OSF Wang, 2009). Kyk ook “Beyond Sunspots: The Solar Cycle in the Heliosphere”.

Figuur 7. Magnetiese veldkaart van die hele sonoppervlak in Carrington Rotasie 2111, Junie – Julie 2011, rondom die eerste piek van sonkring 24 en voor die polariteitomkeer van die sonpale. Rooi- en blou-skadu-areas (met oranje en groen tussenin, sien kleurbalk) dui onderskeidelik binne (negatiewe) en na buite gerigte (positiewe) fotosferiese magnetiese velde aan. Let op die sterk bipolêre magnetiese velde (gekantel na die son-ewenaar soos beskryf deur Joy se wet) en dat die polariteitsgerigtheid op die noord- en suidhalfrond (Hale se wet) verskil, vgl. Figuur 6. Let ook op die verspreide swakker magnetiese velde rondom die sterker polariteitskonsentrasies. Die verspreide velde het lang voorwaartse uitbreidings (polariteitsstrome) gebuig deur differensiële rotasie (d.w.s. dat die pole stadiger as die onderste breedtegrade draai).

Figuur 8. Magnetiese veldkaart van die hele sonoppervlak in Carrington Rotasie 2194, Augustus – September 2017, toe die kwynende siklus 24 sy waarskynlike laaste plaaslike piek gehad het en na die polariteitsomkeer van die sonpale. Rooi- en blou-skadu-areas (met oranje en groen tussenin, sien kleurbalk) dui onderskeidelik binne (negatiewe) en na buite gerigte (positiewe) fotosferiese magnetiese velde aan. Let daarop dat die sonvlekpare in die dalende fase van die siklus nader aan die ewenaar is as tydens die maksimum in Figuur 7.

Voorbeelde van magnetiese kaarte wat die sonoppervlak bedek (die kombinasie van 'n sentrale strook van daaglikse magnetogramme tydens 'n volle sonrotasie) word getoon in Figuur 7 en 8 in Carrington Rotations 2111 (Junie-Julie 2011) en 2194 (Augustus-September 2017), voor na en na die omkeer van die sonpale. Let op die sterk bipolêre magnetiese velde (gekantel na die son-ewenaar soos beskryf deur Joy se wet) en dat die polariteitsgerigtheid van bipolêre pare in die noordelike en suidelike halfrond verskillend is (Hale se wet, vgl. Figuur 6). Let ook op die verspreide swakker magnetiese velde rondom die sterker polariteitskonsentrasies. Die verspreide velde het lang voorwaartse uitbreidings (polariteitsstrome) wat deur differensiële rotasie gebuig word (dit wil sê die pole draai stadiger as die onderste breedtegrade en die ewenaar). Let ook op dat in 2011 sterk magnetiese velde op hoër breedtegrade was as in 2017, wat ooreenstem met Spörer se vlinderdiagram.

Stapelende lengtemiddeldes van sinoptaanse magnetiese kaarte op die hele oppervlak ('n volledige kaart saamgevat in een pixelkolom) bou die sogenaamde magnetiese vlinderdiagram op (Figuur 9), wat 'n sleutel is om die opbou, verval en polariteit op te spoor. verandering van poolvelde. Elke helfte van die vlindervlerkies toon die polariteit van die voorste kolle in die ooreenstemmende halfrond (Hale se wet) as gevolg van 'n asimmetrie in veldsterkte tussen die voorste en volgende kolle in die sin van die sonrotasie, sowel as Joy se wet, (dws. , dat die voorste en volgende polariteite nie op dieselfde sonbreedte is nie). Dit is ook duidelik uit die magnetiese vlinderdiagram dat die meeste van die bewegende strome van die vlinders afkomstig van elke vlindervlerk van teenoorgestelde polariteit is as die van die vleuel self, dit wil sê, die dominante polariteit van die polwarde strome is die van die volgende polariteit van bipolêre sonvlekgroepe. Hierdie feit het sy oorsprong in die kanteling van die bipolêre pare, Joy's law. Die volgende polariteitsvlekke is nader aan die pole, en dit is waarskynlik dat hulle velde, terwyl hulle versprei word deur korrelbewegings en supergranulêre bewegings, na die pole beweeg. Deur magnetiese kansellasie verswak die poleward-bewegende strome die poolveldsterkte, en keer dit die polariteit van die pole om. Na die ommekeer, wat plaasvind rondom die maksimum van die son, is die strome in die rigting van die rigting dieselfde polariteit as die poolveld en begin hulle nuwe polêre vloed opbou wat hul maksimum bereik aan die einde van elke siklus. Terselfdertyd het die polariteit wat die voorste laer breedte lei, 'n groter waarskynlikheid om dit na die sonekwator te haal, waar hulle mekaar ontmoet en met die teenoorgestelde polariteit lei van die teenoorgestelde halfrond. Joy se wet dra 'n ander manier by tot die verskil tussen die migrasiepatroon van voorste en volgende polariteite: Die gekantelde delingslyn tussen die twee polariteite, die sogenaamde magnetiese polariteit-inversielyn, beteken dat polewêreldverspreidende voorste polariteite gekanselleer word deur die volgende / agterste polariteit en omgekeerd. Die polêre polariteitsstrome dra egter nie altyd die "regte" magnetiese vloed nie. Aktiewe streke wat aan die wet van Joy ongehoorsaam is, kan af en toe 'n teenoorgestelde polariteitsstroom skep en die polarisasie-kansellasie- of opbouproses versteur. So 'n groot "skelm" aktiewe streek het aanleiding gegee tot die negatiewe polariteitsstroom op die noordelike halfrond vroeg in 2011 in siklus 24 (Yeates, Baker & amp van Driel-Gesztelyi, 2015). Verspreiding in kantelhoeke van bipolêre sonvlekpare lei tot 'n wisselvalligheid van die poolvelde, wat 'n sleutelrol in die sonnesiklus speel, aangesien dit as saadlande in dinamomodelle dien en dus siklusamplitudes kan moduleer en selfs Grand (MM-agtig) kan veroorsaak. ) Minima (Nagy, Lemerle, Labonville, Petrovay, & amp Charbonneau, 2017).

In Figuur 9 is dit ook duidelik dat die polariteitsverandering van die pole rondom die maksimum van die son plaasvind. Dit kan miskien nie op dieselfde tyd op die twee hemisfere gebeur nie, en daar kan 'n paar maande en selfs meer as 'n jaar verskil tussen hulle wees. Die poolvelde is die sterkste net voor die begin van die minimum sonkrag. Let op die swak poolvelde vanaf ongeveer 2007.

Figuur 9. Magnetiese vlinderdiagram van die laaste vier sonsiklusse 20–24 (met dank aan D. Hathaway). Elke kolom (pixel) is 'n volledige son-sinoptiese kaart (soos in figuur 7 en 8), die som van magnetiese velde langs 'n gegewe (pixel) breedtegraad. Let daarop dat elke helfte van die vlindervlerkies die polariteit van die voorste kolle in die ooreenstemmende halfrond (Hale se wet) toon. Let op die teenoorgestelde polariteitsstrome wat van elke vlindervleuel afkomstig is, wat die poolvelde verswak en uiteindelik die magnetiese polariteit van die pole om die maksimum tyd van die son verander. Die poolvelde is die sterkste aan die einde van elke siklus wanneer die sterkste magnetiese velde (kolle) naby die sonekwator is. Let op die swak poolvelde vanaf ongeveer 2007.

3.2 Solar Dynamo

Horace Babcock het in 1961 'n sintese gemaak van die ingewikkelde waarnemingsdata wat destyds bekend was, en dit opgeneem in 'n vernuftige model van die 22-jarige sonnesiklus (Babcock, 1961). Vir meer besonderhede en moderne dinamomodelle, sien 'n ander artikel in die Oxford Research Encyclopedia of Physics toegewy aan die sonkragdynamo (Cameron, 2019). Hier is 'n samevatting van die sleutelelemente van 'n vloedvervoerdinamo-model, wat hoofsaaklik gebaseer is op Babcock se konseptuele model en Robert Leighton se kinematiese model wat magnetiese vloedvervoer insluit (Leighton, 1969), maar ook die gevolge van 'n politiese meridionale sirkulasie (Duvall). , 1979 Ulrich, 2010) en resultate van helioseismologie oor die breedte- en radiale differensiaalrotasie (Howe, 2009 Schou et al., 1998), wat nie aan Babcock en Leighton bekend was nie. Die mees onlangse modelle, wat die sogenaamde dynamo-vergelyking numeries oplos (Parker, 1970) en moderne vooruitgang in magneto-hidrodinamika bevat, deel die belangrikste elemente met die vroeëre modelle.

Figuur 10. Tekenprente wat die vordering van die siklus toon op grond van die Babcock – Leighton-dynamomeganisme (Sanchez, Fournier, & amp Aubert, 2014).

Op die minimum van die son, as die poolvelde die sterkste is, word die globale magnetiese velde as suiwer poloidaal beskou: die son het 'n groot staafmagneetagtige bipolêre veld (Figuur 10, linksste tekenprent). In die binnekant van die son is plasma β, 'n verhouding tussen plasma en magnetiese druk, hoog (dit wil sê, plasmabewegings vervorm / dra magnetiese velde en nie andersom soos in die sonkorona nie). Daarom sal differensiaalrotasie, wat byna radiaal tot by die bodem van die ≈ 200 000 km diep konveksiesone in die son uitstrek, magnetiese velde vinniger om die ewenaar dra as op hoër breedtegrade. Dit skeer die magnetiese veld toenemend en transformeer die poloïdale velde geleidelik in 'n spiraalvormige spiraal rondom die ewenaar (d.w.s. vorm 'n toroidale veld). Dit word die Ω-effek genoem (Figuur 10, eerste drie tekenprente). Babcock het die toroidale veld (d.w.s. die dynamo-laag) op 'n vlak diepte van 0,1 sonstrale geplaas, maar daar word nou eerder gedink dat dit onder in die konveksiesone geleë is.

Die likwidasie van die toroidale veld lei tot die versterking daarvan. Babcock het ook gedraai deur 'n roldraende effek deur radiaal differensiaalrotasie om die subfoto-sferiese veld verder te versterk (sulke radiale differensiaalrotasie is inderdaad aan die onderkant van die konveksie sone). Die breedtestruktuur van versterking word bepaal deur die differensiaalrotasie se breedteprofiel. Die versterking verloop die vinnigste op hoë breedtegrade van die aktiwiteitsband: ongeveer ± 30 °. Diep in die son in die toroidale-veld "dynamo-laag" het magnetiese velde (vloedbuise) laer plasmadigtheid as hul omliggende veldvrye plasma, wat hulle op 'n stadium lewendig maak (Parker, 1955). Dit sal sommige stromingsbuisstringe uit die algemene toroidale laag lig en hulle laat opkom en uiteindelik deur die oppervlak van die son. Vloed wat uit die algemene toroidale veld kom, sal Hale se wet op albei hemisfere bevredig (bipolêre pare sal teenoorgesteld wees). Namate die versterking na laer breedtegrade gaan, of die sogenaamde dynamogolf ewenaarwaarts vorder, wat vermoedelik gehelp word deur die diepgaande omgekeerde vloei van die meridionale sirkulasie, sal die vloedopkoms geleidelik na laer breedtegrade skuif, wat ooreenstem met die vlinder van Spörer diagram. Vloeibuise of gemagnetiseerde plasmapakkies wat deur die konvektiewe sone van dalende gasdruk styg, brei uit, en as hulle in 'n roterende medium styg, word hulle onderwerp aan die Coriolis-krag, wat hulle na die pole laat kantel en in die noordelike en antikloksgewyse rigting draai. die suidelike halfrond, wat lei tot 'n kanteling van opkomende sonvlekpare wat ooreenstem met Joy se wet. Heliese turbulensie in konvektiewe bewegings laat die stygende magnetiese elemente 'n poloidale veldkomponent dra wat geskik is vir die volgende siklus (Figuur 10, α-effek).

Die verval en verspreiding van die opkomende magnetiese vloed lei tot die neutralisering en daaropvolgende omkering van die algemene poloïdale veld as gevolg van die stelselmatige neiging / kanteling van sonvlekpare (dws die volgende polariteit is geneig om op 'n hoër breedtegraad te lê as die voorste polariteit Joy se wet). Die verspreiding van die volgende polariteitsvelde het 'n groter waarskynlikheid om die pole te bereik, terwyl die voorste polariteitsvelde meer geneig is om die ewenaar te bereik. Wanneer teenoorgestelde polariteite saamgevoeg word as gevolg van die verspreiding van magnetiese velde uit verskillende sonvlekstreke, word gelyke hoeveelhede teenoorgestelde vloed gekanselleer. As gevolg hiervan kanselleer ongeveer 99% van die opkomende vloed teen die oorblywende vloed van die naburige sonvlekpare, en minder as 1% van die volgende polariteit haal dit tot die naaste pool, en neutraliseer eers die bestaande velde en vervang dit dan deur die teenoorgestelde polariteit. Dieselfde breuk van die voorste polariteit van die twee hemisfere word in die ekwatorstrook gekanselleer. Die meridionale vloei van die voorkant van die oppervlak (van ≈ 20 m / s) help die migrasie van magnetiese konsentrasies voorlangs. As gevolg van Joy se wet en die gevolglike oriëntasie van die magnetiese inversielyn tussen voorste en volgende polariteite op albei hemisfere, het die voorwaartse bewegende voorste magnetiese polariteite 'n groter waarskynlikheid om gekanselleer te word, aangesien dit versprei in hul eweknieë met teenoorgestelde polariteit te versprei. Die volgende polariteitsstrome kan hoofsaaklik in die magnetiese vlinderdiagram gesien word (Figuur 9).

Die polêr-verspreidende volgende polariteite verswak en neutraliseer en keer uiteindelik die poolvelde om. Die meridionale sirkulasie wat die veld in die omtrek gedra het, sal dit ook deur onstuimige verspreiding na die basis van die konveksiesone bring. Daar word vermoed dat veranderinge in die meridionale sirkulasie die sterkte van die poolvelde beïnvloed.

Aan die einde van die siklus het die son polêre velde teenoor diegene waarmee hy begin het, georiënteer (Figuur 10, die regterkantste tekenprent). Dit sal die volgende siklus neem om terug te keer na die oorspronklike oriëntasie van die poloïdale veld. Dit is waarom die magnetiese of Hale-sonkringlengte 22 jaar is.

Aangesien die poolvelde as saadlande dien vir die daaropvolgende sonsiklus, word die sterkte van poolvelde gekoppel aan die amplitude van die daaropvolgende siklus. Die swak poolvelde wat ons in Figuur 9 in die periode 2007 tot 2009 tydens die sonminimum sien, is gevolg deur 'n swak siklus 24. Die sterkte van die poolveld wat tans by die sonpale opbou, dui blykbaar op 'n ander swak siklus 25.

3.3 Helioseismologie

Helioseismologie, wat 'n manier bied om plasmabewegings in die onsigbare binnekant van die son waar te neem, het getoon dat differensiële rotasie tot in die konvektiewe sone strek en dat die rotasie van die son in die stralingsone hieronder 'n stywe liggaam word. Hierdie twee sones word van mekaar geskei deur 'n smal sone met radiale skuif, die tachokline genoem, waar die grootskaalse dinamo vermoedelik werk. Helioseismologie het ook aan die lig gebring dat die differensiële rotasieprofiel nie konstant is nie, maar gemoduleer word deur bande van 'n paar meter per sekonde vinniger en stadiger rotasie te migreer, 'n verskynsel wat bekend staan ​​as torsie-ossillasie (Howard & amp Labonte, 1980), wat ongeveer 0,1 sonstrale uitbrei tot die sonkragbinne (Antia & amp Basu, 2001). By laer breedtegrade beweeg die ≈ 10 ∘ wye bande mettertyd na die ewenaar. Die grootste konsentrasie van sonvlekpare word geassosieer met die voorkant van die band wat deur die ewenaar beweeg. Op hoër breedtegrade beweeg die bande egter poleward, wat soortgelyk is aan die waargenome poleward-beweging van magnetiese strome op hoë breedtegrade (Antia & amp Basu, 2001), en hierdie eienskappe stem inderdaad goed ooreen (Howe et al., 2013). Versnelling in die oppervlakrotasie op 'n gegewe breedtegraad kan gewoonlik gesien word voor die voorkoms van magnetiese aktiwiteit (opkoms van sonvlekpare Komm, Howe & amp Hill, 2017), en dit kan selfs die voorkoms van 'n nuwe siklus voorspel. Gedurende siklus 24 het die swak poleward-tak 'n stadiger algehele rotasie op hoë breedtegrade aangedui (Howe et al., 2013), wat moontlik verband hou met die waargenome swakker poolvelde (Rempel, 2012).

3.4 Elektromagnetiese spektrum

Namate sonmagnetiese velde die sonatmosfeer verhit, beïnvloed hul sikliese veranderlikes die son se elektromagnetiese uitset oor die hele spektrum. Die geïntegreerde uitset, oftewel totale sonbestraling (TSI), is oorspronklik die "sonkonstante" genoem. Sensitiewe ruimtegebaseerde metings van TSI het egter 'n klein (& lt 0, 1%) sonnesiklusvariasie bevestig (Fröhlich, 2013 Haberreiter et al., 2017), soos getoon in Figuur 11. Daar is baie debatte gevoer oor die vlak van die TSI tydens die MM, maar onlangse rekonstruksies het saamgeval op 'n konsensus van ongeveer 0,1% tot 0,2% laer as die ruimtetydperk (Kopp, Krivova, Wu, & amp Lean, 2016). Die klein amplitude van die TSI-variasie beteken dat sonveranderlikhede slegs 'n geringe effek het op aardverwarming in vergelyking met ander bekende kragte (Gray et al., 2010 Solanki, Krivova, & amp Haigh, 2013).

Figuur 11. TSI-variasies oor die periode 1978–2013 van die PMOD-samestelling (Fröhlich & amp Lean, 1976 sien ook (Dudok de Wit, Kopp, Fröhlich, & amp Schöll, 2017). Wit en rooi lyne toon 27-dag en 1-jaar gemiddelde waardes, onderskeidelik. Die sonsiklus word aangedui deur die swart skaduwee, wat die sonvlekgetal toon, arbitrêr geskaal.

TSI word uiteraard oorheers deur emissie in die sigbare en infrarooi golflengtes wat verband hou met die fotosfeer, waar donker en koel sonvlekke die TSI verminder, terwyl helder en warm gesigstreke, wat bo verspreide sonvlekmagnetiese velde vorm, die TSI verhoog (Yeo, Krivova, & amp. Solanki, 2014). Vanuit hierdie mededingende effekte is die invloed van faculae twee keer so sterk, wat lei tot 'n toename in spektrale bestraling in die meeste golflengte met toenemende sonaktiwiteit. Die relatiewe bydrae tot die TSI deur sonvlekke en faculae verander egter gedurende die leeftyd van 'n aktiewe streek: Tydens die vorming daarvan oorheers die effekte van koel sonvlekke, terwyl die invloed van warm gesigstreke gedurende sy vervalfase dominant word. Aangesien die opkomsfase van aktiewe streke korter is as hul vervalfase, op maksimum son, wanneer die son baie aktiewe streke van verskillende ouderdomme het, is die invloed van warm faculae sterker. Volmagte ontwikkel om die bydrae van sterk en swak magnetiese velde tot die TSI te modelleer (Jain & amp Hasan, 2004) is die Mount Wilson Sunspot en Magnetic Plage Strength Indices, die breukarea-dekking van die sonoppervlak deur magnetiese velde sterker en swakker as 100 G (maar & gt 10 G). Die Ca I I K-lynemissie kan ook gebruik word as 'n proxy vir magnetiese vloed en toon dus die wisselvalligheid van die sonkring (Ermolli et al., 2010). Die Mg II-indeks, afgelei van die verhouding tussen die Mg II h- en k-lyne tot die naburige kontinuum, kan ook gebruik word as 'n gevolmagtigde vir die fasulêre bydrae tot die TSI (Lean, 2000).

Korter golflengtes is die gevolg van emissie hoër in die sonatmosfeer. Ekstreme ultraviolet (EUV) emissie, wat oorheers word deur die koronale verlenging van sterk magnetiese velde van sonvlekke wat aktiewe streke vorm, toon groter amplitude sonnesiklusvariasies as die TSI, alhoewel met groter waarnemingsonsekerheid (Ermolli et al., 2013 Haberreiter et al. , 2017). Dit sal waarskynlik 'n beduidende effek in die stratosfeer hê (Ball, Krivova, Unruh, Haigh, & amp Solanki, 2014). Nog op korter golflengtes vertoon episodiese sonstralingstrale 'n sterk sonnesiklusmodulasie in voorkoms en posisie in alle energiereekse (Aschwanden & amp Freeland, 2012). Die H α-fakkelindeks is 'n proxy vir die totale energie wat deur 'n fakkel uitgestraal word, uitgedruk as die produk van die α-fakkelintensiteit en -duur in minute (Özgüç, Ataç, & amp Rybák, 2003), terwyl die X-straal-flare-indeks gebaseer is. op die sagte X-straalstroom in die 1-8 angstrom-reeks gemeet deur die GOES-satelliete (Criscuoli, Romano, Giorgi, & amp Zuccarello, 2009). Miskien nie verrassend nie, toon die ander belangrike episodiese vorm van sonaktiwiteit, koronale massa-uitwerpings, 'n soortgelyke voorkoms en posisie-variasie as fakkels en sonvlekke, alhoewel daar nie een-tot-een-ooreenkoms is nie (Gopalswamy, 2018, sien ook Green, 2019). Sterk sonnesiklusneigings is ook aanwesig in F10.7 radiostroom (10,7 cm of 2,8 GHz), wat 'n maatstaf van aktiwiteit in die hoë chromosfeer / lae korona is (Tapping, 2013) en die mees deurlopende en weeronafhanklike maatstaf sonaktiwiteit, wat tot 1947 strek. Die F10.7-datareeks is die mees gebruikte sonaktiwiteitsindeks na die sonvleknommer.

4. Beyond Sunspots: The Solar Cycle in the Heliosphere

In die heliosfeer kan die sonwind en die heliosfeeriese magnetiese veld (HMF) direk deur ruimtetuie gemeet word, alhoewel slegs beperkte ruimtelike monsterneming op enige gegewe tydstip moontlik is. In die nabye aarde word die sonwind sedert die vroeë 1960's gereeld (indien nie aanhoudend nie) beproef (King & amp Papitashvili, 2005 Neugebauer & amp Snyder, 1962). Figuur 12 wys hoe die HMF-intensiteit en die geskatte OSF oor die sonkring wissel. Die styging in OSF, en dus die HMF-intensiteit, gedurende die sonkringloop is die gevolg van die verhoogde tempo waarmee koronale massa-uitwerpings nuwe magnetiese vloed in die heliosfeer uitbring (Low, 2001 Owens & amp Crooker, 2006). Hierdie HMF-waarnemings is verteenwoordigend van wêreldwye helioferiese variasies.

Die onderste paneel van Figuur 12 toon die windspoed naby die aarde, V. Op die jaarlikse tydskaal is daar baie min wisselvalligheid in die nabye aarde V. Stadige sonwind kom oor die hele sonnesiklus voor, met 'n toenemende (hoewel steeds geringe) bydrae van vinnige wind gedurende die dalende fase van die sonnesiklus. Hierdie eienskappe is egter spesifiek vir die nabye aarde en inherent plaaslik. Wêreldwyd toon die sonwindspoed baie groter variasie. Ook in Figuur 12 word die wêreldwye gemiddelde sonwindspoed geskat vanaf ekstrapolasie van fotosferiese magnetiese veldwaarnemings (Riley et al., 2001). Op die minimum van die son word die heliosfeer oorheers deur vinnige wind, met stadige wind beperk tot 'n smal band rondom die ekliptiese vlak. By die maksimum van die son strek die stadige wind tot op alle breedtegrade, wat lei tot laer wêreldwye sonwindspoed. Hierdie modelresultate is geverifieer deur die Ulysses-ruimtetuigwaarnemings met 'n hoë breedtegraad (McComas et al., 2003, sien Owens [2019] vir meer besonderhede). Die verandering in die wêreldwye momentum van die sonwind en drukbalans met die interstellêre medium beteken dat die sonkring selfs tot die grootte van die heliosfeer strek (Pauls & amp Zank, 1997).

Figuur 12. Naby-aarde sonwindvariasies oor die periode 1963–2018. Wit en rooi lyne het onderskeidelik 27 dae en 1 jaar gemiddelde waardes. Die sonsiklus word aangedui deur die swart skaduwee, wat die sonvlekgetal toon, arbitrêr geskaal. Bo: Oop sonstroming. Middel: Helioferiese magnetiese veldintensiteit. Onder: Son se windspoed. Die siaanlyn toon die gemiddelde gemiddelde sonwindspoed wat geskat word vanaf ekstrapolasie van fotosferiese magnetiese veldwaarnemings (Riley, Linker, & amp Mikic, 2001).

Nauwkeurige windtoestande op die aarde beheer die vlak van geomagnetiese versteuring, hoofsaaklik deur modulasie van magnetiese heraansluiting aan die magnetopouse aan die dag (Dungey, 1961). Daar word dus verwag dat die variasie in HMF-intensiteit naby die aarde 'n ooreenstemmende sonkringvariasie in geomagnetiese aktiwiteit tot gevolg sal hê. In die praktyk is hierdie verband egter ingewikkeld, aangesien die buite-ekliptiese HMF-komponent (BZ, wat die leidende rol speel in die bepaling van die geo-effektiwiteit van die sonwind) baie meer stogasties van aard is as die HMF-intensiteit (Lockwood, Owens , Barnard, Bentley, et al., 2016). Die boonste paneel van Figuur 13 toon gemiddelde en 27-jarige gemiddelde waardes van aa H (Lockwood, Barnard, Owens, & amp Clarke, 2018), 'n langtermyn-indeks van drie uur wat die wêreldwye vlak van versteuring van die aarde meet. magnetiese veld met behulp van een noordelike en een suidelike halfrond geomagnetiese stasie. Vir jaarlikse gemiddelde waardes van a a H is daar 'n duidelike variasie in die sonnesiklus, insluitend die langtermyn tendense van 'n styging deur die vroeë 20ste eeu, gevolg deur 'n afname vanaf 1980. Selfs by die jaarlikse resolusie is daar egter tye wanneer geomagnetiese aktiwiteit beduidend afwyk van die sonsiklus (bv. Die piek in a a H in die minimum van 1974 en die minimum in a a H in die maksimum van 1980).

Figuur 13. Geomagnetiese aktiwiteit gedurende die afgelope 150 jaar. Die boonste paneel toon die gemiddelde van 27 dae (wit) en jaarlikse (rooi) van die gekorrigeerde a a H-indeks, wat globale geomagnetiese steuring meet. Die agtergrond met swart skaduwee toon die sonvleknommer vir konteks. Die onderste paneel toon die jaarlikse voorkoms van geomagnetiese storms van verskillende groottes, met rooi, blou en wit wat onderskeidelik matig (top 5% van alle aa H-waardes), erg (top 1%) en uiterste (bo 0.1%) aandui. . Let op die logaritmiese skaal en dat nul voorkoms op 0,1 gestel is vir plotdoeleindes.

Om verder te kyk na die variasie in die sonnesiklus in geomagnetiese aktiwiteit, is dit nuttig om diskrete periodes van geomagnetiese storms te definieer deur eenvoudige a- en H-drempelwaardes te gebruik. In die 3-uurlikse a a H-datastel kies drempels van 56 nT, 98 nT en 224 nT onderskeidelik die top 5%, 1% en 0,1% van alle intervalle. Die voorkoms van sulke storms word in die onderste paneel van Figuur 12 getoon as die aantal dae per jaar. Die matige (top 5%) - en, in mindere mate, ernstige (top 1%) storms toon 'n noue verband met die jaarlikse gemiddelde a a H-waarde en dus 'n sterk variasie in die sonkringloop. Die uiterste storms (top 0,1%) word egter nie so goed gedra oor die sonkringloop nie, hoewel die voorkoms gewoonlik beperk word binne die omhulsel van die sonkringloop.

5. Siklus-tot-siklus-variasies

Benewens die Schwabe-siklus, toon die 400-jaar sonvlek-rekord die bestaan ​​van honderdjarige skaalvariasies in magnetiese sonaktiwiteit. Dit word bevestig deur ander sonmagnetiese gevolge wat hier bespreek word.

Figuur 14. 'n Opsomming van die langtermynvariasies in die totale HMF. Boonste: Duisendjarige skaalrekonstruksies van totale HMF uit kosmogene radionukliedata (Wu et al., 2018), geskaal om ooreen te kom met waardes in die onderste paneel. Onderkant: Skatting van sonvlek (rooi), geomagnetiese (blou) en ruimtetuig (pienk) van die totale HMF.

Sonwindtoestande voor die koms van in situ ruimtetuigwaarnemings in die 1960's, moet uit volmagdata gerekonstrueer word. Soos getoon in die onderste paneel van figuur 14, maak historiese rekords van geomagnetiese veldveranderlikhede 'n uiters akkurate rekonstruksie van die jaarlikse gemiddelde naby-aarde HMF-intensiteit en windspoed in die son moontlik (Lockwood & amp Owens, 2011 Svalgaard & amp Cliver, 2010). Ongelukkig is sulke data nie voldoende om tydperke soos die DM en MM te bereik nie. Sondagvlekrekords kan vanaf 1845 uitgebrei word om wêreldwye sonwindtoestande te rekonstrueer, soos OSF (Solanki, Schüssler, & amp Fligge, 2000), waaruit naby-Aarde-toestande dan verkry kan word (Owens et al., 2016).

Oor die sonsiklus lei variasies in die HMF-sterkte en -konfigurasie tot veranderinge in die modulasie van galaktiese kosmiese strale (GCR) van buite die sonnestelsel. Die gevolglike variasie in GCR-vloei wat die aarde bereik, word al meer as 60 jaar met neutronmonitors op die grond gemeet (Simpson, 2000) en ongeveer 25 jaar tevore met ionisasiekamers (Forbush, 1937). Maar die interaksie tussen GCR's en die atmosfeer produseer kosmogene radionukliede, wat in natuurlike reservoirs gestoor word en dus inligting bevat oor heliosfeeriese toestande voordat instrumentele metings kom. In die besonder het 14 C in boomstamme en 10 Be in ysplate die rekonstruksie van OSF al byna 10 000 jaar moontlik gemaak (Usoskin, 2017), alhoewel dit gewoonlik op subdekadiese tydskale is, as gevolg van langdurige konstantes wat verband hou met die aardse klimaatsisteem. (Jaarlikse resolusie-rekonstruksies is moontlik tot ongeveer 1400 advertensies met behulp van 10 Be, alhoewel die sein na geluid toeneem McCracken & amp Beer, 2015). Soos getoon in die onderste paneel van Figuur 14, is daar goeie ooreenstemming met die langtermynneigings in HMF wat deur ander metodes geskat word, hoewel individuele sonsiklusse nie opgelos kan word nie. Die boonste paneel toon dat tydperke van groot maksimum en minima algemeen voorkom met kwasi-periodisiteite van die orde 100 tot 300 jaar.

6. Toekomstige aanwysings en doelwitte

Die Son is 'n veranderlike G2V-ster. Soos ander sterre van die son-tipe, is die wisselvalligheid daarvan in die sigbare band relatief lae amplitude. Dit lyk asof sonaktiwiteitsparameters die ster op 'n grens plaas tussen sterre met en sonder aktiwiteitsiklusse (dws tussen magneties aktiewe en stil sterre). Soos in die son, korreleer die breëbandvariasie van sterre van die son-soort met die vlak van chromosferiese emissie (wanneer dit genormaliseer word deur die totale bolometriese emissie van die ster). Die sikluslengte op sterre van die son-tipe toon korrelasie met hul differensiële rotasie, wat nie onverwags is nie, gegewe die belangrikheid van die Ω-effek in die dynamoproses. Siklus-tot-siklus variasies en veelvuldige magnetiese siklusse wat op die son gesien word, word ook op ander sterre van die son aangetref (Giampapa, 2013).

Die belangrikheid van die verstaan ​​van sterreaktiwiteit het dramaties toegeneem met die ontdekking van 'n toenemende aantal eksoplanete, aangesien hul bewoonbaarheid sterk beïnvloed kan word deur die magnetiese aktiwiteit van hul gasheersterre.Aangesien die son en sy veelvuldige magnetiese aktiwiteitsiklusse die langste in die fynste besonderhede gemonitor en bestudeer word, dien dit as sleutelbronne vir die interpretasie van sterrewagte op korter termyn. Aan die ander kant het ander sterre 'n wye verskeidenheid massas, groottes, oppervlaktemperature, evolusietoestande, rotasiesnelhede en differensiële rotasieprofiele, gekoppel aan verskillende vlakke van magnetiese aktiwiteit. Analise van sterre-eienskappe wat relevant is vir dinamo-gedrewe magnetiese aktiwiteit, kan die dinamostudies inlig en bevorder, wat lei tot 'n dieper begrip van die onderliggende oorsake van die sonsiklus.