1 Instytut Astronomiczny Uniwersytet WrocławskiO aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski

2 Słońce Promień 696 000 km (109 promieni ziemskich) Okres obrotuProtuberancja Włókno „Dziura” koronalna Proporzec koronalny Jądro Warstwa promienista Warstwa konwekcyjna Plama Chromosfera Fotosfera Promień km (109 promieni ziemskich) Okres obrotu 27 dni (równik) do 31 dni (okolice biegunów) Temperatura powierzchni 5 800 K (średnia) Masa 2*1030 kg ( razy więcej od masy Ziemi) Skład chemiczny 70% wodór, 28% hel, 2% inne Temperatura w centrum 15 milionów K Wiek 5 miliardów lat

3 Źródło energii słonecznejT= K, ρ= 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, pochłanianiei emisja – coraz mniejsze energie kwantów Bardzo powolna wędrówka: 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 powierzchniSłońca – granulacja

7 Fotosfera „Powierzchnia” Słońca Temperatura około 5800 KWidoczna granulacja i plamy

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

9 Korona Gorąca (powyżej 1 mln K) zewnętrzna otoczka SłońcaW 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 Gaz budujący Słońce jest zjonizowany –składa się z elektronów (ładunki ujemne) i jąder atomowych (ładunki dodatnie). W poruszającej się plazmie generowane są pola magnetyczne. Rotacja różnicowa Słońca wzmacnia pole magnetyczne wewnątrz a komórki konwekcyjne wynoszą na powierzchnię Trochę o generacji pola. Dlaczego wewnątrz rządzi plazma a w koronie pole. Jakie struktury obserwujemy. Pokazać film o generowaniu pola. Na następnych slajdach parę przykładów prawdziwych obserwacji.

13 Pole magnetyczne w koronieW miejscach wypływu pola magnetycznego obserwowane są plamy. Trochę o generacji pola. Dlaczego wewnątrz rządzi plazma a w koronie pole. Jakie struktury obserwujemy. Pokazać film o generowaniu pola. Na następnych slajdach parę przykładów prawdziwych obserwacji.

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

15 Plamy Słoneczne Typowe rozmiary plamy: średnica od 4 000 0 cmkm do km (czasem nawet km). Temperatura: o K niższa od temperatury powierzchni Słońca (5778 K) Typowy czas życia: od kilku dni do kilku miesięcy Pole magnetyczne: od 250 Gs do 5000 Gs Kilka podstawowych informacji o Słońcu. Podstawowe informacje na temat poszczególnych warstw.

16 Obszar aktywny Miejsce w atmosferze słonecznejobserwowane 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 niewidzialnegopodczerwień sir William Herschel ok. 1800

19 Odkrycie niewidzialnegoPromieniowanie UV 1801 Promienie X 1895 William Hyde Wollaston Johann Wilhelm Ritter Wilhelm Conrad Röntgen

20 Różne zakresy widma = różne temperatury

21 Pozaziemskie obserwatorianieprzezroczystość długość fali Zakres X: - RHESSI - HINODE Zakres UV: - SOHO - TRACE - STEREO - HINODE

22 Słońce w różnych zakresach widmamikrofale podczerwień widzialne UV EUV X

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

24 Cykl aktywności Aktywne Słońce to Słońce zaplamioneZaplamienie zmienia się w ciągu około 11 lat Kilka podstawowych informacji o Słońcu. Podstawowe informacje na temat poszczególnych warstw.

25 Diagram motylkowy

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

27 Wpływ na ziemski klimatDuża 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 TamizieZamarzający Bałtyk – regularne „połączenie” ze Szwecją

29 Cykl aktywności

30 Pole magnetyczne w koronieW miejscach wypływu pola obserwowane są plamy. Mierząc pole magnetyczne na powierzchni Słońca możemy zbudować model Trochę o generacji pola. Dlaczego wewnątrz rządzi plazma a w koronie pole. Jakie struktury obserwujemy. Pokazać film o generowaniu pola. Na następnych slajdach parę przykładów prawdziwych obserwacji.

31 Pole magnetyczne w koronieTrochę o generacji pola. Dlaczego wewnątrz rządzi plazma a w koronie pole. Jakie struktury obserwujemy. Pokazać film o generowaniu pola. Na następnych slajdach parę przykładów prawdziwych obserwacji.

32 Pole magnetyczne w koronieW koronie słonecznej plazma może poruszać się tylko wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Kiedy pętle magnetyczne są wypełnione plazmą to jesteśmy w stanie je zobaczyć Tyle, że potrzebujemy specjalnych instrumentów obserwujących Słońce w zakresach UV i X

33 Słońce w ultrafiolecieTrochę o generacji pola. Dlaczego wewnątrz rządzi plazma a w koronie pole. Jakie struktury obserwujemy. Pokazać film o generowaniu pola. Na następnych slajdach parę przykładów prawdziwych obserwacji.

34 Słońce w ultrafiolecieTrochę o generacji pola. Dlaczego wewnątrz rządzi plazma a w koronie pole. Jakie struktury obserwujemy. Pokazać film o generowaniu pola. Na następnych slajdach parę przykładów prawdziwych obserwacji.

35 Koniec części pierwszej