Pozorování Slunce - Solar observation
Sluneční pozorování je vědecké úsilí o studium Slunce a jeho chování a vztahu k Zemi a zbytku sluneční soustavy . Úmyslné sluneční pozorování začalo před tisíci lety. Počáteční éra přímého pozorování ustoupila dalekohledům v 1600s následovaných satelity ve dvacátém století.
Pravěk
Stratigrafická data naznačují, že sluneční cykly probíhají stovky milionů let, ne -li déle; měření varv v prekambrické sedimentární hornině odhalilo opakující se vrcholy v tloušťce vrstvy odpovídající cyklu. Je možné, že raná atmosféra na Zemi byla citlivější na sluneční záření než dnes, takže během let s větší aktivitou slunečních skvrn mohlo dojít k většímu tání ledovců (a silnějším usazeninám). To by předpokládalo roční vrstvení; byla však také navržena alternativní vysvětlení (denní).
Analýza letokruhů odhalila podrobný obraz minulých slunečních cyklů: Dendrochronologicky datované koncentrace radiokarbonů umožnily rekonstrukci aktivity slunečních skvrn pokrývající 11 400 let.
Raná pozorování
Sluneční aktivita a související události jsou pravidelně zaznamenávány již od dob Babyloňanů . V 8. století př. N. L. Popsali zatmění Slunce a případně je předpovídali z numerologických pravidel. Nejstarší dochovaná zpráva o slunečních skvrnách pochází z Čínské knihy změn , c. 800 př . N. L. Fráze použité v knize se překládají do „A dou is seen in the Sun“ a „A mei is seen in the Sun“, kde dou a mei by ztmavly nebo zatemnily (na základě kontextu). Pozorování pravidelně zaznamenávali čínští a korejští astronomové na příkaz císařů, spíše než nezávisle.
První jasnou zmínku o sluneční skvrně v západní literatuře, kolem roku 300 př. N. L. , Napsal starověký řecký učenec Theophrastus , student Platóna a Aristotela a jeho nástupce. 17. března n. L. Benediktinský mnich Adelmus pozoroval velkou sluneční skvrnu, která byla viditelná osm dní; Nicméně, Adelmus nesprávně dospěl k závěru, když pozoroval tranzit z Merkuru .
Nejstarší dochovaný záznam záměrného pozorování slunečních skvrn pochází z roku 364 př. N. L. Na základě komentářů čínského astronoma Gan De v katalogu hvězd . Do roku 28 př. N. L. Čínští astronomové pravidelně zaznamenávali pozorování slunečních skvrn v oficiálních císařských záznamech.
Velké sluneční skvrny byly pozorovány v době smrti Karla Velikého v roce 813 n. L. Aktivitu slunečních skvrn v roce 1129 popsal John z Worcesteru a Averroes poskytl popis slunečních skvrn později ve 12. století; tato pozorování však byla také mylně interpretována jako planetární tranzity.
První jednoznačnou zmínku o sluneční koróně napsal byzantský historik Leo Diaconus . Napsal o úplném zatmění 22. prosince 968, které zažil v Konstantinopoli (současný Istanbul, Turecko):
ve čtvrtou hodinu dne ... země pokryla tma a zářily všechny nejjasnější hvězdy. A bylo možné vidět disk Slunce, matný a neosvětlený, a matnou a chabou záři jako úzký pás zářící v kruhu kolem okraje disku.
- Leo Diaconus
Nejstarší známý záznam o kresbě slunečních skvrn byl v roce 1128, John of Worcester .
Ve třetím ročníku římského císaře Lothara, ve dvacátém osmém roce anglického krále Jindřicha ... v sobotu 8. prosince se od rána až do večera objevily dvě černé koule proti slunci.
- John of Worcester , The Chronicle of John of Worcester , citováno v Albert Van Helden, 1996.
Další raná pozorování byla sluneční protuberance, popsaná v roce 1185 v Ruské kronice Novgorodu .
Večer tam jako zatmění slunce. Začínalo být velmi pošmourno a byly vidět hvězdy ... Slunce se podobalo Měsíci a z jeho rohů vycházelo poněkud jako živé uhlíky.
17. a 18. století
Giordano Bruno a Johannes Kepler navrhli myšlenku, že se slunce otáčí kolem své osy. Sluneční skvrny byly poprvé teleskopicky pozorovány koncem roku 1610 anglickým astronomem Thomasem Harriotem a frískými astronomy Johannesem a Davidem Fabriciusem , kteří zveřejnili popis v červnu 1611. Fabriciova teleskopie používá kameru obscura, aby získala lepší pohled na sluneční disk. Galileo ukazoval sluneční skvrny astronomům v Římě, zatímco Christoph Scheiner pravděpodobně pozoroval skvrny pomocí vylepšeného helioskopu svého vlastního designu. Galileo a Scheiner, z nichž ani jeden nevěděl o Fabriciově práci, marně soupeřili o úvěr, který nakonec připadl otci a synovi. V roce 1613 Galileo v Dopisech o slunečních skvrnách vyvrátil tvrzení Scheinera z roku 1612, že sluneční skvrny jsou planety na oběžné dráze Merkuru, což ukazuje, že sluneční skvrny jsou povrchové prvky.
Ačkoli fyzické aspekty slunečních skvrn byly identifikovány až ve 20. století, pozorování pokračovala. Studie byla v 17. století ztěžována kvůli nízkému počtu slunečních skvrn během toho, co je nyní považováno za prodloužené období nízké sluneční aktivity, známé jako Maunderovo minimum . Do 19. století umožnily tehdy dostatečné záznamy slunečních skvrn vědcům odvodit periodické cykly aktivity slunečních skvrn. V roce 1845 Henry a Alexander pozorovali Slunce pomocí termopilu a zjistili, že sluneční skvrny vyzařují méně záření než okolní oblasti. Ze slunečních ploch byly později pozorovány emise vyšších než průměrných množství záření . Sluneční skvrny měly v diskusi o povaze sluneční soustavy určitý význam . Ukázali, že se Slunce otáčí, a jejich příchody a odchody ukazovaly, že se Slunce změnilo, na rozdíl od Aristotela, který učil, že všechna nebeská těla jsou dokonalá, neměnná koule.
Sluneční skvrny byly zřídka zaznamenány v letech 1650 až 1699. Pozdější analýza odhalila problém spíše u sníženého počtu slunečních skvrn než u pozorovacích výpadků. Edward Maunder, navazující na práci Gustava Spörera , navrhl, že se Slunce změnilo z období, kdy sluneční skvrny téměř zmizely, na obnovu cyklů slunečních skvrn počínaje kolem roku 1700. K tomuto chápání absence slunečních cyklů přispělo pozorování polárních září , které zároveň chyběly. Nedostatek sluneční koróny během zatmění Slunce byl také zaznamenán před rokem 1715. Období nízké aktivity slunečních skvrn od roku 1645 do 1717 se později stalo známým jako „ Maunderovo minimum “. Pozorovatelé jako Johannes Hevelius , Jean Picard a Jean Dominique Cassini tuto změnu potvrdili.
19. století
Sluneční spektroskopie
Po detekci infračerveného záření od William Herschel v roce 1800 a ultrafialového záření podle Johann Wilhelm Ritter , solární spektrometrie začal v roce 1817, kdy William Hyde Wollaston si všiml, že tmavé čáry se objevil ve slunečním spektru při pohledu přes skleněnou hranolem . Joseph von Fraunhofer později samostatně objevil linie a byly po něm pojmenovány Fraunhoferovy linie . Jiní fyzici zjistili, že z nich lze určit vlastnosti sluneční atmosféry. Pozoruhodnými vědci, kteří prosadili spektroskopii, byli David Brewster , Gustav Kirchhoff , Robert Wilhelm Bunsen a Anders Jonas Ångström .
Sluneční cyklus
Cyklickou změnu počtu slunečních skvrn poprvé pozoroval Samuel Heinrich Schwabe v letech 1826 až 1843. Rudolf Wolf studoval historický záznam ve snaze vytvořit historii slunečních variací. Jeho data se rozšířila pouze do roku 1755. V roce 1848 také stanovil relativní formulaci počtu slunečních skvrn pro srovnání práce různých astronomů pomocí různých zařízení a metodik, nyní známých jako počet slunečních skvrn Wolf (nebo Curych) .
Gustav Spörer později navrhl období 70 let před rokem 1716, ve kterém byly sluneční skvrny zřídka pozorovány jako důvod Wolfovy neschopnosti rozšířit cykly do 17. století.
Také v roce 1848 promítl Joseph Henry na obrazovku obraz Slunce a určil, že sluneční skvrny jsou chladnější než okolní povrch.
Kolem roku 1852 Edward Sabine, Wolf, Jean-Alfred Gautier a Johann von Lamont nezávisle našli spojení mezi slunečním cyklem a geomagnetickou aktivitou, což vyvolalo první výzkum interakcí mezi Sluncem a Zemí.
Ve druhé polovině devatenáctého století Richard Carrington a Spörer nezávisle zaznamenali migraci aktivity slunečních skvrn směrem k slunečnímu rovníku v průběhu cyklu. Tento vzor je nejlépe vizualizován ve formě takzvaného motýlího diagramu, který poprvé vytvořili Edward Walter Maunder a Annie Scott Dill Maunder na počátku dvacátého století (viz graf). Obrázky Slunce jsou rozděleny do zeměpisných šířek a vypočítán průměrný měsíční zlomkový povrch slunečních skvrn. Toto je vykresleno svisle jako barevně odlišený pruh a postup se opakuje měsíc za měsícem, aby se vytvořil diagram časových řad.
O půl století později tým otce a syna Harolda a Horace Babcockových ukázal, že sluneční povrch je magnetizován i mimo sluneční skvrny; že toto slabší magnetické pole má nejprve objednat dipól ; a že tento dipól prochází změnami polarity se stejnou periodou jako cyklus slunečních skvrn (viz graf níže). Tato pozorování prokázala, že sluneční cyklus je časoprostorový magnetický proces, který se odehrává nad Sluncem jako celkem.
Fotografování
Slunce bylo poprvé vyfotografováno 2. dubna 1845 francouzskými fyziky Louisem Fizeauem a Léonem Foucaultem . Na jejich daguerrotypech jsou vidět sluneční skvrny, stejně jako efekt ztmavnutí končetin . Fotografie pomáhala při studiu protuberancí Slunce, granulace a spektroskopie. Charles A. Young poprvé zachytil důležitost v roce 1870. Byly také fotografovány zatmění Slunce, přičemž nejužitečnější rané snímky byly pořízeny v roce 1851 Berkowskim a v roce 1860 týmem De la Rue ve Španělsku.
Otáčení
Počáteční odhady doby rotace Slunce se pohybovaly mezi 25 a 28 dny. Příčinu určili nezávisle v roce 1858 Richard C. Carrington a Spörer . Zjistili, že zeměpisná šířka s největším počtem slunečních skvrn se během každého cyklu zmenšuje ze 40 ° na 5 ° a že ve vyšších zeměpisných šířkách se sluneční skvrny otáčejí pomaleji. Bylo tedy ukázáno, že rotace Slunce se mění podle zeměpisné šířky a že její vnější vrstva musí být tekutá. V roce 1871 Hermann Vogel a krátce poté Charles Young to spektroskopicky potvrdil. Spektroskopické pozorování Nilse Dúnera v osmdesátých letech 19. století ukázalo 30% rozdíl mezi rychlejšími rovníkovými oblastmi Slunce a jeho pomalejšími polárními oblastmi.
Vesmírné počasí
První moderní a jasně popsané popisy sluneční erupce a katapultování koronální hmoty nastaly v roce 1859, respektive 1860. Dne 1. září 1859 Richard C. Carrington při pozorování slunečních skvrn viděl skvrny stále jasnějšího světla ve skupině slunečních skvrn, které se poté ztlumily a během několika minut se pohybovaly po této oblasti. Tato událost, o níž informoval také R. Hodgson, je popisem sluneční erupce. Široce pozorované úplné zatmění Slunce 18. července 1860 vyústilo v mnoho kreseb zobrazujících anomální rys, který odpovídá moderním pozorováním CME.
Po mnoho staletí byly pozemské účinky sluneční variace pozorovány, ale nebyly chápány. Například ve vysokých zeměpisných šířkách byly dlouho pozorovány projevy polárního světla, ale nebyly spojeny se Sluncem.
V roce 1724 George Graham oznámil, že jehla magnetického kompasu byla v průběhu každého dne pravidelně vychylována z magnetického severu . Tento efekt byl nakonec přičítán horním elektrickým proudům proudícím v ionosféře a magnetosféře Balfour Stewart v roce 1882 a potvrzen Arthurem Schusterem v roce 1889 z analýzy dat magnetické observatoře.
V roce 1852 astronom a britský generálmajor Edward Sabine ukázali, že pravděpodobnost výskytu magnetických bouří na Zemi korelovala s počtem slunečních skvrn , což demonstrovalo novou interakci Slunce a Země . V roce 1859 způsobila velká magnetická bouře skvělé polární záře a narušila globální telegrafní operace. Richard Carrington správně spojil bouři se sluneční erupcí , kterou den předtím pozoroval v blízkosti velké skupiny slunečních skvrn - a tím ukázal, že konkrétní sluneční události mohou ovlivnit Zemi.
Kristian Birkeland vysvětlil fyziku polární záře vytvořením umělé polární záře ve své laboratoři a předpovídal sluneční vítr .
20. století
Hvězdárny
Na počátku 20. století vzrostl v Americe zájem o astrofyziku a bylo postaveno několik observatoří. Sluneční dalekohledy (a tedy sluneční observatoře) byly instalovány na observatoři Mount Wilson v Kalifornii v roce 1904 a ve třicátých letech na observatoři McMath-Hulbert . Zájem vzrostl také v jiných částech světa, na přelomu století byla v Indii zřízena sluneční observatoř Kodaikanal, v roce 1924 Einsteinturm v Německu a v roce 1930 sluneční věžový teleskop na Národní observatoři v Japonsku.
Kolem roku 1900 začali vědci zkoumat souvislosti mezi slunečními variacemi a počasím na Zemi. Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO) pověřila Abbota a jeho tým, aby detekovali změny v záření Slunce. Začali vynálezem nástrojů pro měření slunečního záření. Později, když byl Abbot vedoucím SAO, založili solární stanici v Calama v Chile, aby doplnili svá data z observatoře Mount Wilson . Zjistil 27 harmonických období v rámci 273měsíčních Haleových cyklů , včetně 7, 13 a 39měsíčních vzorců. Hledal spojení s počasím například tak, že během měsíce porovnával protichůdné sluneční trendy s protichůdnými trendy městských teplot a srážek. S příchodem dendrochronologie se vědci jako Glock pokusili spojit variabilitu růstu stromů s periodickými slunečními variacemi a odvodit dlouhodobou sekulární variabilitu sluneční konstanty z podobných variací v chronologiích tisíciletého měřítka.
Koronograf
Až do 30. let 20. století bylo v chápání sluneční koróny učiněno jen málo pokroku, protože jej bylo možné pozorovat pouze při občasném úplném zatmění Slunce. Bernard Lyotův vynález koronografu z roku 1931 - teleskop s nástavcem k blokování přímého světla slunečního disku - umožnil studium koróny za plného denního světla.
Spektroheliograf
Americký astronom George Ellery Hale , jako vysokoškolák MIT , vynalezl spektroheliograf , pomocí kterého objevil sluneční víry . V roce 1908 Hale pomocí upraveného spektroheliografu ukázal, že spektra vodíku vykazovala Zeemanův efekt, kdykoli oblast pohledu prošla sluneční skvrnou na slunečním disku. Toto byla první známka toho, že sluneční skvrny jsou v podstatě magnetické jevy, které se objevují v párech opačné polarity. Haleova následná práce prokázala silnou tendenci k vyrovnání magnetických polarit mezi východními a západními slunečními skvrnami se zrcadlovou symetrií přes sluneční rovník; a že magnetická polarita slunečních skvrn na každé polokouli změnila orientaci z jednoho slunečního cyklu do druhého. Tato systematická vlastnost magnetických polí slunečních skvrn je nyní běžně označována jako „Hale -Nicholsonův zákon“ nebo v mnoha případech jednoduše „Haleovy zákony“.
Sluneční rádio praskne
Zavedení rádia odhalilo období extrémní statiky nebo hluku. Silné rušení radaru během velké sluneční události v roce 1942 vedlo k objevu slunečních radiových záblesků (rádiových vln, které pokrývají široké vlnové pásmo vytvořené sluneční erupcí ).
Satelity
Mnoho satelitů na oběžné dráze Země nebo v heliosféře nasadilo sluneční dalekohledy a přístroje různého druhu pro měření částic a polí in situ . Skylab , pozoruhodné velké sluneční pozorovací zařízení, vyrostlo jako impuls kampaně pro mezinárodní geofyzikální rok a zařízení NASA . Jiné kosmické lodě, v neúplném seznamu, zahrnovaly řadu OSO , Solar Maximum Mission , Yohkoh , SOHO , ACE , TRACE a SDO mezi mnoho dalších; ještě další kosmické lodě (například MESSENGER , Fermi a NuSTAR ) přispěly k měření slunečního záření jednotlivými přístroji.
Modulace slunečního bolometrického záření magneticky aktivními oblastmi a jemnější efekty byly potvrzeny satelitním měřením celkové sluneční ozářenosti (TSI) experimentem ACRIM1 na sluneční maximální misi (zahájen v roce 1980). Modulace byly později potvrzeny ve výsledcích experimentu ERB vypuštěného na družici Nimbus 7 v roce 1978. Satelitní pozorování pokračovalo pomocí ACRIM-3 a dalších satelitů.
Proxy proxy měření
Během posledních tří cyklů bylo k dispozici přímé měření ozáření a je složeno z několika pozorovacích satelitů. Korelace mezi měřením ozáření a jinými zástupci sluneční aktivity však činí rozumný odhad sluneční aktivity pro dřívější cykly. Nejdůležitější z těchto proxy je záznam pozorování slunečních skvrn, který byl zaznamenán od ~ 1610. Emise slunečního záření na vlnové délce 10,7 cm jsou dalším zástupcem, který lze měřit ze země, protože atmosféra je pro takové záření transparentní.
Další proxy data - například množství kosmogenních izotopů - byla použita k odvození sluneční magnetické aktivity, a tedy pravděpodobného jasu, po několik tisíciletí.
Celkové sluneční záření bylo prohlašováno, že se liší způsoby, které nejsou předpovídány změnami slunečních skvrn nebo radiovými emisemi. Tyto posuny mohou být důsledkem nepřesné satelitní kalibrace. Ve slunečním záření může existovat dlouhodobý trend.
Další vývoj
Slunce bylo až do devadesátých let jedinou hvězdou, jejíž povrch byl vyřešen. Mezi další významné úspěchy patřilo porozumění:
- Smyčky emitující rentgenové záření
- Korona a sluneční vítr
- Rozptyl sluneční jasnosti s úrovní aktivity a ověření tohoto efektu u jiných hvězd slunečního typu
- Intenzivní Fibrilův stav magnetických polí na viditelném povrchu hvězdy jako je slunce
- Přítomnost magnetických polí 0,5 x 10 5 až 1 x 10 5 Gauss na bázi vodivé zóny, pravděpodobně v nějaké formě fibril, vyvodit z dynamiky rostoucí svazky azimutální toku.
- Nízkoúrovňové emise elektronových neutrin z jádra Slunce.
21. století
Nejsilnější světlice pozorovaná satelitní instrumentací začala 4. listopadu 2003 v 19:29 UTC a nasycené přístroje po dobu 11 minut. Odhaduje se, že oblast 486 vytvořila rentgenový tok X28 . Holografická a vizuální pozorování naznačují, že významná aktivita pokračuje i na odvrácené straně Slunce.
Měření slunečních skvrn a infračervených spektrálních čar provedená v druhé polovině první dekády roku 2000 naznačovala, že aktivita slunečních skvrn může opět mizet, což může vést k novému minimu. V letech 2007 až 2009 byly hladiny slunečních skvrn hluboko pod průměrem. V roce 2008 bylo Slunce bez skvrn 73 procent času, extrémní dokonce i pro sluneční minimum. Pouze 1913 byl výraznější, bez slunečních skvrn po 85 procent toho roku. Slunce dál chřadlo až do poloviny prosince 2009, kdy se objevila největší skupina slunečních skvrn, která se objevovala několik let. I tehdy zůstávaly hladiny slunečních skvrn hluboko pod hladinami posledních cyklů.
V roce 2006 NASA předpovídala, že další maximum slunečních skvrn dosáhne mezi 150 a 200 kolem roku 2011 (o 30–50% silnější než cyklus 23), následované slabým maximem kolem roku 2022. Místo toho byl cyklus slunečních skvrn v roce 2010 stále na jeho minimum, když mělo být blízko svého maxima, což dokazuje jeho neobvyklou slabost.
Minimum cyklu 24 nastalo kolem prosince 2008 a další maximum bylo předpovězeno na počet slunečních skvrn 90 kolem května 2013. Průměrný měsíční počet slunečních skvrn na severní sluneční polokouli dosáhl svého vrcholu v listopadu 2011, zatímco jižní polokoule podle všeho dosáhla vrcholu v únoru 2014 , dosahující vrcholu měsíčního průměru 102. Následující měsíce klesly na zhruba 70 (červen 2014). V říjnu 2014 se sluneční skvrna AR 12192 stala největší pozorovanou od roku 1990. Světlice, která z této sluneční skvrny vybuchla, byla klasifikována jako sluneční bouře třídy X3.1.
Nezávislí vědci z National Solar Observatory (NSO) a Air Force Research Laboratory (AFRL) v roce 2011 předpovídali, že cyklus 25 bude výrazně omezen nebo se vůbec nemusí stát.
Reference
externí odkazy
- Willson, Richard C .; HS Hudson (1991). „Svítivost Slunce během kompletního slunečního cyklu“. Příroda . 351 (6321): 42–4. Bibcode : 1991Natur.351 ... 42W . doi : 10,1038/351042a0 . S2CID 4273483 .
- Foukal, Peter; a kol. (1977). „Účinky slunečních skvrn a tváří na sluneční konstantu“. Astrofyzikální časopis . 215 : 952. Bibcode : 1977ApJ ... 215..952F . doi : 10,1086/155431 .
- Stetson, HT (1937). Sluneční skvrny a jejich účinky . New York: McGraw Hill.
- Yaskell, Steven Haywood (31. prosince 2012). Velké fáze na slunci: Případ mechanismu zodpovědného za prodloužená sluneční minima a maxima . Trafford Publishing. ISBN 978-1-4669-6300-9.
- NOAA / NESDIS / NGDC (2002) Sluneční variabilita ovlivňující Zemi NOAA CD-ROM NGDC-05 /01. Tento disk CD-ROM obsahuje více než 100 slunečních terestrických a souvisejících globálních databází pokrývajících období do dubna 1990.
- Solanki, SK; Fligge, M. (2001). „Dlouhodobé změny slunečního záření“. Ve Wilson, A. (ed.). Proceedings of the 1st Solar and Space Weather Euroconference, 25-29 September 2000, Santa Cruz de Tenerife, Tenerife, Spain . Sluneční cyklus a pozemské klima . 463 . Divize ESA Publications. s. 51–60. Bibcode : 2000ESASP.463 ... 51S . ISBN 9290926937. ESA SP-463.
- Solanki, SK; Fligge, M. (2000). „Rekonstrukce minulého slunečního záření“. Recenze vesmírné vědy . 94 (1/2): 127–38. Bibcode : 2000SSRv ... 94..127S . doi : 10,1023/A: 1026754803423 . S2CID 117772676 .
- Nedávné údaje o celkové sluneční záři aktualizovány každé pondělí