Petele solare

1. Petele solare Datcu Loredana Carmen

2. Ca orice astru, Soarele este o imensã sferã gazoasã explozivã. În interiorul sãu, mici particule numite atomi de hidrogen gazos se unesc pentru a forma un alt gaz numit heliu. Acest proces de unire se numeºte fuziune nuclearã ºi elibereazã cantitãþi uriaºe de cãldurã ºi luminã. Soarele are diametrul de circa 1,4 milioane de Km. Lumina orbitoare de la Soare provine de la un înveliº de grosime mai micã de 300 Km, fotosfera. Temperatura sa este de aproximativ 60000C. Ea se prezintã ca o reþea de celule mici, stralucitoare, sau granule aflate într-o permanenþã agitaþie. Aceasta imagine a fost fotografiata cu o camera Kodak MegaPlus 4.2 CCD si reprezinta discul complet al Soarelui intr-o lumina rosie

3. Cuprins • Activitatea solarã; • Granulatia; • Descoperirea petelor solare; • Structura petelor solare; • Fizica petelor solare; • Câmpul magnetic al petelor; • Grupurile de pete; • Statistica activitãtii solare dupã metoda lui wolf; • Clasificarea grupurilor de pete; • Numararea petelor solare • Site-uri informationale.

4. Activitatea solarã Prin noþiunea de activitate solarã înþelegem totalitatea proceselor active care au loc în atmosfera Soarelui, procese cunoscute prin intermediul datelor observaþionale. Modificãrile apãrute la un moment dat în fotosfera solarã determinã apariþia unor consecinþe în cromosferã ºi coroanã astfel încât un numãr de fenomene solare pot fi localizate în volume determinate de structura câmpului magnetic. Aceasta poza ilustreaza graficele petelor solare

5. Regiunea activã se referã în general la proiectia pe discul solar a unui volum imens din atmosfera solarã, întins din fotosferã pânã în coroanã, în care se desfãsoarã într-o succesiune mai mult sau mai putin regulatã, un complex de fenomene ale activitãtii solare. Astfel „activitatea“ într-un centru activ începe cu aparitia în fotosferã (la suprafata soarelui) a regiunii faculare ce se extinde pânã în cromosferã, urmatã de aparitia primelor pete. Din arhivele NASA

6. Aceasta poza a fost facuta pe 1 ianuarie 2001- aceasta imagine ilustreaza invelisurile exterioare ale Soarelui Cromosfera ºi coroana sunt înveliºurile exterioare ale Soarelui. Ele formeazã atmosfera solarã. Cromosfera este acoperitã de mici jeturi de gaz foarte cald, spiculii. Se observã anumite regiuni ale cromosferei care devin foarte strãlucitoare: acestea sunt erupþiile solare. În urma acestora, jeturi imense de gaz, protuberanþele, se ridicã în cromosferã ºi coroanã. În permanenþã, un flux de particule foarte rapide pãrãseºte Soarele prin coroanã. Acestea sunt vânturile polare.

7. Granulatia Contrastul granular este de1,6%,este o imagine IR de 1,56 m Aceste grãunte se numesc GRANULE, iar fenomenul granulozitãtii neomogene a fotosferei se numeste granulatie. Cea mai surprinzãtoare particularitate a granulatiei este fãrã îndoilalã, variabilitatea extrem de mare a granulelor. Ele se formeazã si dispar literalmente sub ochii nostrii. Fotografiile lui Granski, obtinute la intervale de 5-7 minute, aratã o granulatie al cãrei aspect este, de fiecare datã, altul. Calculele statistice aratã cã jumãtate din granule la fiecre 2-3 minute disparti sunt înlocuite cu altele noi. O garnulã abia apãrutã este, la început, mai putin luminoasã; ea create repede, împingând în lãturi garnulele vechi care o înconjoarã. Ajugând la punctul maxim al evolutiei granula începe sã se distrugã. Ea se micsoreazã, îsi pierde din luminozitat si curând începe sã se piardã între grnulele tinere care se formeazã în jurul ei.

8. Ce este granulatia? În prezent, se considerã cã ea este o urmare a convectiei care se produce în stratul superficial al fotosferei. Masele fierbinti de gaz se ridicã din adânc spre suprafatã, îsi cedeazã cãldura acolo, se rãcesc si se lasã în jos, iar în locul lor se ridicã de jos noi cantitãti de gaz fierbinte. Observatorul Solar National /iulie 1991

9. Suprafaþa Soarelui este marcatã uneori de niºte pete întunecate, numite pete solare. Acestea sunt mai puþin calde decat regiunile din jur. Ele sunt adeseori asociate în perechi, care se comporta ca polii unui imens magnet. Aceasta imagine a fost facuta cu un Kodak MegaPlus4.2 CCDaceasta imagine are o rezolutie de 1 arcsec per pixel si arata o portiune din apropierea polului nord al soarelui

10. Una din primele lunete folosite in observarea soarelui Descoperirea petelor solare Petele solare au fost observate încã din timpurile cele mai vechi. Cele mai mari dintre ele ating dimensiuni unghiulare care pot fi observate uneori ºi cu ochiul liber. Cele mai vechi înregistrãri ale petelor solare se întâlnesc în cronicile chinezeºti. Astfel, la 14 februarie 188 e.n. un cronicar chinez face urmãtoatrea observaþie: „Culoarea soarelui este roºiaticã, pe suprafaþa soarelui este o patã asemãnãtoare cu o pasãre“. În aceeaºi cronicã sunt menþionate pete solare observate în anii 299, 301 ºi 302, iar în anul 311 se vorbeºte despre o patã asemãnãtore cu o pasãre. Aºadar nu numai cã obervatorii au vãzut pete dar au distins uneori ºi forma lor. Petele solare au început sã fie studiate în al doilea deceniu al secolului al XVIII-lea, în epoca primelor descoperiri fãcute cu ajutorul lunetei.

11. Primele notatii ale lui Galilei Unul din principalii pretendenþi la prioritate a fost marele Galilei. În una din lucrãrile sale, el afirmã cã a observat pentru prima datã pete, în anul 1610, în oraºul Padua. Dar prima comunicare tipãritã despre acestea, el a fãcut-o abia în introducerea la tratatul „Despre corpurile care plutesc“ apãrut în mai 1612.

12. Petele solare PETELE SOLARE apar pe discul solar, în fotosferã, relativ reci (~40000K), cu intesitatea câmpului magnetic de aproximativ 2000-3000 gauºi. Petele soalare au formã neregulatã ºi structura lor este diversã: de la mici „pori“ pânã la forme complicate cu „umbrã“ ºi „penumbrã“. De obicei apar în grupuri cu structurã unupolarã sau bipolarã. Aceasta reprezinta imaginea unei pete solare

13. Structura petelor solare O patã solarã izolatã este compusã, de regulã, din douã parþi: partea interioarã foarte întunecatã, din sec. al XIX–lea. Apariþia petei începe prin aceea numitã umbra sau nucleu, ºi una exterioarã, mult mai puþin întunecatã, care se numeºte penumbrã. Liniile de separaþie dintre fotosferã ºi penumbrã ºi dintre penumbrã ºi nucleu sunt foarte nete. Nu existã o trecere treptatã a luminozitaþii între ele. Într-o patã normal dezvoltatã, penumbra înfaþiºeazã nucleul din toate pãrþile, înconjurandu-l cu o broboadã latã, mai mult sau mai puþin simetricã. Grup de pete solare

14. O patã izolatã (situatã în afara grupului) sau chiar un por izolat se considerã drept un grup. Se considerã patã: a)orice nucleu sau sector de nucleu despãrþit de celelalte printr-o materie luminoasã sau printr-o penumbrã b)orice formaþiune de penumbre care nu conþine nucleu c)orice por poza a fost facuta in Ianuarie 2001 si reprezinta discul complet al Soarelui

15. Fizica petelor solare La prima vedere, din cauza contrastului cu fotosfera nucleul petelor pare negru. Astfel rezultã cã petele sunt porþiuni mai puþin fierbinþi ale suprafeþei solare, un fel de nori de gaz care se rãcesc. Aceastã concepþie despre natura petelor este confirmatã ºi de natura lor: astfel examinand petele în proiecþie pe un ecran sau cu ajutorul unui ocular helioscopic special observãm uºor cã în comparaþie cu suprafaþa albã a fotosferei petele apar roºiatice. Cercetarea petelor solare

16. Câmpul magnetic al petelor Cunoscutul cercetator al spectrelor corpurilor cereºti Lockyer a fãcut, în 1866 o descoperire importantã studiind spectrul unei pete solare, el a observat cã anumite linii spectrale se prezintã duble ca ºi cum ar fi despicate în douã linii separate. Acest fenomen interesant a fost lãmurit mult mai tarziu abia dupã ce fizicianul Zeeman a studiat influenþa câmpului magnetic asupra liniilor spectrale. Intesitatea câmpului magnetic variaza între 500–4000 de gauºi (ca unitate de intesitate a câmpului magnetic serveºte „oerstedul“ care reprezintã intesitatea la care câmpul acþioneazã asupra unitaþii de masã magneticã cu o forþã de o dinã. Gaussul reprezintã unitatea de inducþie magneticã, egalã cu intesitatea câmpului, înmulþitã cu permeabilitatea magnetica. Pentru vid permeabilitatea magneticã este egalã cu unitatea ºi inducþia este egalã cu intesitatea câmpului).

17. Zeeman a stabilit cã liniile simple ale spectrul unui gaz care se gãseºte într-un câmp magnetic se scindeazã între componente transformându-se într-un aºa numit triplet, dacã razele care intra în spectroscop sunt perpendiculare pe câmpul magnetic. Liniile extreme ele acestui triplet vor fi distanþate cu mult mai mult cu cât este mai mare intensitatea câmpului magnatic. Distanþa dintre ele data în lungimi de undã, poate fi exprimatã prin formula: =4,8*10-112H H-intesitatea câmpului exprimatã în gauºi -lungimea de undã în angströmi

18. Grupurile de pete Cel mai des petele apar pe soare nu izolate ci în grupuri; grupurile de pete diferã între ele prin dimedsiune ºi prin numãrul ºi distribuþia petelor. Studiind grupurile de pete observãm uºor cã dezvoltarea ºi poziþia petelor în grupuri sunt supuse unor legi bine determinate. Imaginea prezinta un grup de pete solare

19. Statistica activitãþii solare dupã metoda lui Wolf Cea mai accesibilã formã de obseraþii statistice ale petelor solare este prin simpla lor numãrare. În prezent rezultatele numrãrii petelor ºi a grupurilor de pete se folosesc de obicei sub forma propusã de astronomul elveþian Wolf, la jumãtaea secolului trecut. Wolf a introdus o mãrime convenþionalã pe care a numit-o relativ ºi pe care în cele ce urma zã o vom însemna cu litera W. Se exprimã formula : W=f+10g g=numãrul total al grupurilor de pete vizibile pe discul solar; f=numãrul total de pete. Imagini ale petelor solare in alb negru

20. Clasificarea grupurilor de pete • Clasa I. Pete izolate. Pata poate fi cu totul izolatã sau însoþitã de un numãr mic e pori. • Clasa II. Grupuri bipolare grupuri este o asociaþie de douã sau mai multe pete ºi pori, având forma unui ºir alungit sau unui lãnþiºor. • Clasa III. Un grup mare ale cãri nuclee sunt toate înconjurate de penumbrã comunã. Acest tip relativ rar cuprinde formaþiunile celemai mari ºi cu evoluþie mai rapidã pe suprafaþa solarã. Ele se observã mai ales aproape de epoca maximuluiactivitãþii solare. • Clasa IV. Grupuri alcãtuite numai din pori ºi care nu conþin deloc pete cu penumbrã.

21. Fie g numãrul total al grupurilor de pete vizibile pe discul solar ºi f numãrul total de pete (atât izolate cât ºi cuprinse în grupuri). Atunci numãrul relativ se exprimã prin formula : W=f+10*g Pentru cã numãrarea fãcutã de diferiþi observatori cu diferite instrumente se reduc la un singur sistem, se foloseºte un coeficient special, k. Înmulþind valoarea W, obþinutã de observaþii, cu acest coeficient, obþinem o noua valoare W0, care corespunde condiþiilor standard: W0=kW=k(f+10g) Aceastã valoare W0 se numeºte valore redusã. Observatorul Solar Big Bear-aceasta imagine a soarelui a fost fotografiata intr-o lumina alba de o camera Kodak MegaPlus de 1.4i CCD

22. Pentru valorile g, f,W se face media aritmeticã pe luna. Studiul caracterului variaþiei în timp a activitãþii solare se face cel mai bine pe cale garficã. Dacã pe Soare existã numai o singurã patã, atunci g=1,f=1 ºi W=11. Pentru aceasta pe o coalã de hârtie cu pãtrãþele (de exemplu hârtie milimetricã) trecem pe axa abciselor zilele, lunile, sau anii iar pe axa ordonatelor valorile corespunzãtoare ele lui W . Ianuarie 2001-o imagine H-alpha fotografiata de un aparat Apogee KX4 CCD

23. Dacã se pune problema unificãrii mai multor observaþii W, fãcute de exemplu cu ajutorul mai multor instrumente sau de diferite persoane, atunci trebuie sã determinãm coeficientul de transformare k, care serveºte pentru trecerea de la o serie de observaþii la alta. Sã zicem cã într-o anumitã zi, seria principalã de obsevaþii dã o valoare W0, a numãrului lui Wolf, iar în seria de comparaþie avem pentru aceastã zi numãrul W. Atunci coeficientul k se gãseºte prin împãrþirea lui W0 la W: k= W0/W

24. Mãsurarea ariei petelor Când determinãm aria totalã pe care o ocupã petele pe suprafaþa solarã trebuie sã facem o deosebire între aria aparenta ºi aria adevãratã a unei pete. Suprafaþa convexa a Soarelui apare sub unghiuri diferite, la distanþe diferite de la centrul discului; în centru raza vizualã întâlneºte fotosfera sub un unghi drept, iar apropierea marginii, sub un unghi foarte ascuþit. Grup de pete solare

25. . Dacã suma ariilor aparente ale tuturor petelor mãsurate cu S' unitãþi, rezultatul s' al mãsurãtorii va fi dat de urmatoarea expresie: s'=1000000S'/R2 Aria petei se calculeazã dupã formula S'=1/4 hd Ianuarie 2001-aceasta imagine are o rezolutie de 1 arcsec per pixel fotografiata de o camera Kodak Mega Plus 4.2 CCD in infrarosu

26. Dacã vrem sã cunoaºtem aria adevãratã a petei, atunci pe lângã mãsurãrile arãtate, mai este necesar sã mãsurãm ºi distanþa aparentã a petei de la centrul discului. Fie aceastã distanþã cu r milimetrii . Atunci vom avea relaþia: n r/R=si unde  este unghiul TOP, format în centrul Soarelui de direcþia spre Pãmânt OT ºi cea spre pata OP. Unghiul HPK format de raza vizualã HP ºi de perpendiculara PK pe suprafaþa fotosferei în centrul petei de asemenea va fi egalã cu . Masurarea ariei unei pete de pe suparafata soaarelui

27. Pentru mai multe informatii accesati link-urile: Http://www.bbso.njit.edu/cgi-bin/LatestImages Http://www.athena.wednet.edu/curric/space/sun/sunspot.html Http://www.sunspotscycle.com Http://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/ssm.html Bibliografie: -Activitatea solarã- Saronov; -Astronomie si spatiu-de Lisa Miles&Alastair Smith-1996; -Enciclopedia pentru tineri Laraousse_Universul-1998;