1 / 35

dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski

O aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I. dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski. Protuberancja. Proporzec koronalny. Fotosfera. Plama. Jądro. Warstwa promienista. Chromosfera. Warstwa konwekcyjna. Włókno. „Dziura” koronalna.

jill
Download Presentation

dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. O aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I dr Tomasz Mrozek InstytutAstronomiczny UniwersytetWrocławski

  2. Protuberancja Proporzec koronalny Fotosfera Plama Jądro Warstwa promienista Chromosfera Warstwa konwekcyjna Włókno „Dziura” koronalna Słońce Promień 696 000 km (109 promieniziemskich) Okresobrotu 27 dni (równik) do 31 dni (okolicebiegunów) Temperaturapowierzchni 5 800 K (średnia) Masa 2*1030 kg (300 000 razywięcejodmasyZiemi) Składchemiczny 70% wodór, 28% hel, 2% inne Temperatura w centrum 15 milionów K Wiek 5 miliardów lat

  3. Źródło energii słonecznej T=15 000 000 K, ρ=153 000 kg/m3 600 mln ton wodoru zamienia się w hel w każdej sekundzie z tego 4 mln ton jest przekształcane w energię: E=mc2=3.6*1026 W Moc produkowana przez wszystkie ziemskie elektrownie: 2.5*1012 W Wystarczyłoby na 3 mln lat!

  4. Warstwa promienista Ciągłe rozpraszanie, pochłanianie i emisja – coraz mniejsze energie kwantów Bardzo powolna wędrówka: 200 000 lat zamiast 2.7 sekundy

  5. Warstwa konwekcyjna Transport promienisty jest utrudniony, ale energia musi zostać przetransportowana do powierzchni. Pojawia się konwekcja – ruchy pionowe plazmy – cieplejsze warstwy unoszą się do góry oddają ciepło i jako chłodniejsze opadają na dół

  6. Warstwa konwekcyjna Obserwujemy komórki konwekcyjne na powierzchni Słońca – granulacja

  7. Fotosfera „Powierzchnia” Słońca Temperatura około 5800 K Widoczna granulacja i plamy

  8. Chromosfera łac. chroma - barwa Widoczna podczas zaćmień jako czerwona otoczka Niewielka grubość rzędu kilku tysięcy kilometrów

  9. Korona Gorąca (powyżej 1 mln K) zewnętrzna otoczka Słońca W świetle białym widoczna podczas zaćmień lub przy użyciu koronografu. W zakresie ultrafioletowym i rentgenowskim jest najjaśniejszą warstwą atmosfery Słońca

  10. Korona Protuberancje Grzebienie biegunowe Strumienie koronalne

  11. Tachoklina Ogromna zmiana warunków fizycznych pomiędzy warstwą promienistą i konwekcyjną

  12. Dynamo słoneczne GazbudującySłońce jest zjonizowany– składasię z elektronów(ładunkiujemne) ijąderatomowych (ładunkidodatnie). W poruszającejsięplazmiegenerowane sąpolamagnetyczne. RotacjaróżnicowaSłońcawzmacniapole magnetycznewewnątrz a komórki konwekcyjne wynoszą na powierzchnię

  13. Pole magnetyczne w koronie W miejscachwypływupolamagnetycznego obserwowanesąplamy.

  14. Plamy Słoneczne Obserwowane przez starożytnych Chińczyków Kilka obserwacji plam wykonanych ok. 1000 – 1200 r. – okres wyjątkowo silnej aktywności Słońca ok. 1610 pierwsze obserwacje za pomocą lunety

  15. Plamy Słoneczne Typowerozmiaryplamy: średnicaod 4 000 km do 30 000 km (czasemnawet 60 000 km). Temperatura: o 1000-1500 K niższaod temperaturypowierzchniSłońca (5778 K) Typowyczasżycia: odkilkudni do kilkumiesięcy Pole magnetyczne: od 250 Gs do 5000 Gs 0 cm

  16. Obszar aktywny Miejsce w atmosferze słonecznej obserwowane w okolicach plam Wygląda inaczej w różnych zakresach fal elektromagnetycznych – duży rozrzut temperatur Pojawiają się w nim różnego rodzaju zjawiska dynamiczne takie jak rozbłyski czy CME

  17. Widmo elektromagnetyczne

  18. Odkrycie niewidzialnego podczerwień sir William Herschel ok. 1800

  19. Odkrycie niewidzialnego Promieniowanie UV 1801 Promienie X 1895 William Hyde Wollaston Wilhelm Conrad Röntgen Johann Wilhelm Ritter

  20. Różne zakresy widma = różne temperatury

  21. Pozaziemskie obserwatoria nieprzezroczystość długość fali Zakres X: - RHESSI - HINODE Zakres UV: - SOHO - TRACE - STEREO - HINODE

  22. Słońce w różnych zakresach widma mikrofale podczerwień widzialne UV EUV X

  23. Liczba Wolfa • liczba Wolfa: W = 10g+p (g – liczba grup, p – liczba plam) • samotna plama też • stanowi grupę • służy do badania aktywności słonecznej g= 3 p= 11 w =41

  24. Cykl aktywności AktywneSłońce to Słońcezaplamione Zaplamieniezmieniasię w ciąguokoło 11 lat

  25. Diagram motylkowy

  26. Cykl aktywności Każde maksimum cyklu jest inne Były w przeszłości okresy gdy na Słońcu nie obserwowano plam Czy to wpływa na Ziemię?

  27. Wpływ na ziemski klimat Duża korelacja między aktywnością Słońca a średnimi temperaturami na Ziemi Brak podobnych korelacji w przypadku dwutlenku węgla Głównym czynnikiem cieplarnianym jest para wodna (zachmurzenie)

  28. Minimum Maundera Targ na zamarzniętej Tamizie Zamarzający Bałtyk – regularne „połączenie” ze Szwecją

  29. Cykl aktywności

  30. Pole magnetyczne w koronie W miejscachwypływupolaobserwowane sąplamy. Mierząc pole magnetyczne na powierzchni Słońca możemy zbudować model

  31. Pole magnetyczne w koronie

  32. Pole magnetyczne w koronie W koroniesłonecznejplazmamoże poruszaćsiętylkowzdłużliniisił polamagnetycznego. Kiedypętlemagnetycznesąwypełnione plazmą to jesteśmy w stanie je zobaczyć Tyle, żepotrzebujemyspecjalnych instrumentów obserwujących Słońce w zakresach UV i X

  33. Słońce w ultrafiolecie

  34. Słońce w ultrafiolecie

  35. Koniec części pierwszej

More Related