Tache solaire
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[[Archives:Sunspot_TRACE.jpeg|thumb|350px|Un premier plan de tache solaire en lumière ultravioleta, prise par le navire spatial [[TRACE[[" thumb|350px|Une tache solaire visible à simple vue et prise sans aucune équipe spéciale
Une tache solaire est une région du Soleil avec une température une plus basse que ses environs, et avec une intense activité magnétique. Une tache solaire typique consiste à une région centrale obscure, appel "umbra", entourée par une "pénombre" plus claire. Une seule tache peut arriver à mesurer jusqu'à 12 000 km (presque tellement grand comme le diámetro du Terroir), mais un groupe de taches peut obtenir 120 000 km d'extension et même quelques fois plus.
La pénombre est constituée par une structure de filamentos clairs et obscurs que s'étendent plus ou moins radialmente depuis l'umbra. Les deux (umbra et pénombre) semble obscures par contraste avec la fotosfera, simplement parce que sont plus froides que la température moyenne de la fotosfera; ainsi l'umbra a une température de 4000 K, alors que la pénombre obtient les 5600 K, évidemment inférieurs aux approchés 6000 K qu'ont les gránulos de la fotosfera.
Par la loi de Stefan-Boltzmann, en que l'énergie totale radiada par un corps noir (comme une étoile) est proportionnelle à la quatrième puissance de sa température effective (Et = σT4, où σ=5,67•10–8 W/m2K4; voyez-vous Soutenu de Stefan-Boltzmann), l'umbra émet environ 32% de la lumière émise par un zone égale de la fotosfera et análogamente la pénombre a un éclat de 71% de la fotosfera.
L'obscurité d'une tache solaire est seulement un effet de contraste; si nous pussions voir à une tache type, avec une umbra de la taille du Terroir, isolée et à la même distance que le Soleil, brillerait une 50 fois plus que la Lune pleine. Les taches sont relativement immobiles quant à la fotosfera et participent du roulement solaire. Le zone de la surface solaire couverture par les taches se mesure en des termes de millonésima du disque visible.
L'histoire
Les premières références claires aux taches solaires ils ont été faites par les astronomes chinois dans le 28 À. C., Qui ils probablement pouvaient voir les groupes de taches plus grandes lorsque la intense lumière du soleil était filtrée par la poussière que le vent il avait porté depuis les déserts du l'Asie centrale.
En 1610 les astronomes Johannes et David Fabricius ont remarqué des taches moyennant des télescopes. Ce dernier a publié une description en juin de 1611. Finalement Galilée avait été en enseignant les taches solaires à des astronomes à Rome, et Christoph Scheiner avait été en remarquant les taches probablement pendant deux ou trois mois. La dispute de la priorité entre Galilée et Scheiner, aucun desquels savait du travail du Fabricius, est allé ainsi tellement vaine comme amère.
Les taches solaires avaient beaucoup d'importance dans le débat sur la nature du système solaire. Ils démontraient que le Soleil tournait et ils montraient des changements dans le Soleil, contrairement à l'enseignement de Aristote. Les détails de son clair mouvement n'avaient pas une explication simple hormis dans le Système heliocéntrico de Copérnico.
L'évolution d'une tache solaire
Les taches solaires ils apparaissent, ils grandissent, ils changent de dimensions et d'aspect et après disparaissent après y avoir existé après une ou deux roulements solaires, c'est-à-dire pendant un ou deux mois, bien que sa vie moyenne est environ deux semaines. Ils ont l'habitude d'apparaître par des couples. il d'abord se remarque une formation brillante, la fácula après un poro, un intersticio entre la granulación de la fotoesfera que commence à se obscurcir. À jour suivant déjà y a une petite tache, tandis qu'en le poro jumeau à quelques peu de degrés de distance apparaît une autre tache. Aux peu de jours les deux taches ont l'aspect caractéristique: une région centrale obscure appelée ombre avec des températures autour de 2500 K et éclat 20% de la fotoesfera, entourée d'une zone grisácea et avec aspect filamentoso, la pénombre, avec des températures autour de 3300 K et éclat 75% de la fotoesfera. Les filamentos clairs et obscurs ont une direction radial. Les gránulos de la pénombre ont il aussi forme allongée de tailles 0,5” à 2” et ses temps de vie ils sont beaucoup de majeurs que les gránulos ordinaires depuis 40 minutes à 3 heures. Je joins à ces deux taches principales apparaissent autres plus petites. Toutes les taches ont des mouvements propres avec des vitesses de jusqu'à des centaines de kilomètres par heure. Le groupe de taches obtient sa maximale complexité vers le dixième jour.
Les deux taches principales de chaque groupe se comportent comme si ils fussent les pôles d'un énorme et puissant aimant puisqu'entre tous les deux existe un champ magnétique avec une intensité entre 0,2 et 0,4 T alors que le champ magnétique terrestre a une intensité de seulement 0,05 mT. La tache qui est à l'ouest solaire s'appelle conductrice et celle qui est à l'est solaire conduite. En presque tous les groupes l'axe entre les deux taches il ne se dispose pas dans la direction ce-ouest mais que la tache conductrice est dans les deux hémisphères les deux plus proches au l'Équateur.
Il s'est remarqué que à des basses altitudes existe un flux de matière depuis l'ombre vers la pénombre à une vitesse de 2000 m/s (effet Evershed) et de dehors vers à dedans en des altitudes majeures comme la cromosfera (effet Evershed inverse).
Classement des taches
Le schéma McIntoch a remplacé au schéma Zurich dans le classement des taches. Il s'utilise un code de trois lettres qu'il décrit la classe du groupe de tache (simple, double, complexe), le développement penumbral de la tache majeure et la compacidad du groupe. La lettre À se réserve pour les poros. La majeure part de ceux-ci ils seulement arrivent au stade B. Les taches qui arrivent à se développer ils obtiennent sa majeure zone au bout d'une dizaine de jours et ils après commencent à degenerar de sorte que la tache partisante il disparaît par règle générale premier. Le schéma de Montagne Wilson s'utilise pour décrire le champ magnétique que peut être simple, bipolar ou complexe.
Les taches et le roulement solaire
La mesure du déplacement des taches solaires sur le disque il a permis déduire que le Soleil a une période de roulement d'environ 27 jours. Ne tout le Soleil tourne à la même vitesse, puisque ne est pas un corps rigide, ainsi en le le Équateur la période est de 25 jours, à 40° de latitude il est de 28 jours et dans les pôles il est même majeur. À ceci se connaît comme roulement distinctif.
Variation de l'activité solaire
Le nombre de taches solaires a été mesuré depuis 1700 et il y a des estimations de 11 000 ans derrière. La tendance récente est ascendante depuis 1900 aux ans soixante.
Heinrich Schwabe A été le premier qu'a remarqué la variation cyclique du nombre de taches solaire entre 1826 et 1843 et il a porté à Rudolf Wolf à faire observations systématiques qui commencent en 1848. Le délai en reconnaître cette périodicité du Soleil se doit au comportement très rare du Soleil pendant le siècle XVII. Le nombre de Wolf est une expression qu'il combine des taches individuelles et des groupes de taches et qu'il permet tabular l'activité solaire.
Wolf A aussi étudié le registre historique dans un effort par établir une base de données avec les variations cycliques du passé. Il a établi une base de données du cycle jusqu'à 1700. À part du cycle de 11 ans s'est vérifié l'existence d'un cycle de quelques 80 ans pendant la moitié duquel le nombre de taches est assez supérieur à l'autre moitié.
Wolf A établi une base de données du cycle jusqu'à 1700, bien que la technologie et techniques pour les observations solaires cuidadosas étaient déjà disponibles en 1610. Gustav Spörer a pensé que la raison pour que Wolf fût incapable en étendre le cycle était qu'il y avait une période de 70 ans entre 1640 et 1715 dans lequel s'ont rarement remarqué des taches solaires. Les registres historiques de taches solaires indiquent qu'après sa découverte en 1611 a eu deux maximums séparés 30 ans et après l'activité il a décliné jusqu'à un niveau très bas vers 1640 et il s'a ainsi maintenu jusqu'à 1715, dans que nous avons récupéré le cycle tel comme nous le connaissons.
il ne s'a pas pu apprécier la signification de l'absence parce qu'après la découverte des taches solaires a eu 34 ans d'activité et après 70 sans elle, qui est-ce qui pouvait dire ce que il était normal? La recherche sur les taches solaires était inactiva pendant les siècles XVII et principes du XVIII en raison du Minimum de Maunder pendant lequel aucune tache solaire a été visible; mais après la reasunción de l'activité solaire, Heinrich Schwabe en 1843 a découvert changement périodique undecenal dans le nombre de taches solaire.
Edward Maunder en 1895 et 1922 a réalisé des études cuidadosos pour découvrir que le problème n'était pas la faute de données observacionales mais l'absence réelle de taches. Pour cela a agrégé au tableau l'absence pendant la même période de auroras polaires liées toujours aux cycles d'activité solaire. Les auroras que sont normaux en les Îles Britanniques et en Scandinavie ont disparu pendant les 70 ans d'inactivité de sorte que au reparaître en 1715 ils ont causé admiration et consternation à Copenhague et Stockholm.
Puisque les taches solaires sont plus obscures il est naturelle assumer que plus taches solaire signifient moins radiation solaire. Pourtant les zones circundantes sont plus lumineuses et l'effet globale il est que plus taches solaire donnent lieu à un soleil un plus lumineux. La variation est petite (de l'ordre de 0,1%) et il s'a seulement établi par des mesures par satellite de la variation solaire à partir des ans quatre-vingt. Pendant le Minimum de Maunder a eu quelques hivers anormalmente froids et intenses neigées telle comme le démontrent les registres historiques. Le Terroir a pu y avoir refrescado presque 1 K.
En 1920 Douglas il a fait un travail pionnier sur la datation avec les anneaux des arbres. Il a remarqué une tendance générale cyclique dans la vitesse de croissance chacune ou deux décennies. À l'étudier bois de la deuxième moitié du siècle XVII a remarqué l'absence de la périodicité. Douglas a lu en 1922 l'article de Maunder et lui a écrit pour lui communiquer sa trouvaille.
Les anneaux des arbres démontrent ce refroidissement donc ils sont plus maigres pendant les périodes froides et montrent des concentrations anormalmente grandes de carbone radioactivo (14C). Ce type particulier de carbone se produit à des grandes hauteurs sur l'atmosphère terrestre, en raison de la radiation cósmica originaire de la galaxie. Nous savons que pendant un minimum solaire le vent solaire est plus faible et il y a 10% plus de 14C que lorsque le Soleil est actif. Il s'est suggéré que quelqu'unes des glaciations ont été le résultat de prolongées périodes de faute d'activité solaire.
Évolution des taches dans un cycle: diagrama de papillon
[[Archives:Sunspot_butterfly_with_graph.jpg|thumb|350px|Diagrama De papillon en montrant la [[loi de Spörer[[" Toutes les taches solaires apparaissent dans les deux hémisphères en des latitudes que vont depuis les 5° aux 40°. L'activité solaire arrive en des cycles d'environ onze ans. Le point d'activité solaire plus grande pendant ce cycle est connu comme le maximum solaire, et le point d'activité plus basse est le minimum solaire. Au début d'un cycle, les taches solaires tienden apparaître dans les latitudes les plus grandes (quelques 40°) et à mesure que le cycle il se rapproche le maximum ils apparaissent des taches avec majeure fréquence et chaque fois à moins de latitude (près l'équateur), jusqu'à ce que s'obtient le maximum. Tandis que ceci arrive ils apparaissent les premières taches du cycle suivant à une latitude de quelques 40°. À ceci s'appelle la loi de Spörer.
il aujourd'hui se sait qu'il y a diverse périodes dans l'indice de la tache solaire (Nombre de Wolf) le plus important a 11 ans de durée moyenne. Cette période aussi se remarque dans bien des autres expressions de la activité solaire et il s'unit profondément à une variation dans le champ magnétique solaire que change la polaridad avec cette période.
George Ellery Hale unit les champs magnétiques et les taches solaires pour donner une compréhension moderne de l'apparition des taches solaires. Hale A suggéré que la période de cycle de tache solaire est de 22 ans, en couvrant deux investissements du champ du dipolo magnétique solaire. Horace W. Babcock Il a proposé à un modèle qualitatif après pour la dynamique des capes extérieures solaires. Le Modèle Babcock explique la conduite décrite par la loi de Spörer, ainsi qu'autres effets, en raison de champs magnétiques que se retuercen par le roulement du Soleil.
Origine des taches solaires
Dans les taches il y a un champ magnétique avec une intensité de 0,3 T. Bien que les détails de la création des taches solaires encore sont question de recherche, est assez clair que les taches solaires sont l'aspect visible du tuyau de flux magnétique que se forme en dessous de la fotoesfera. En ils la pression et densité sont moindre et par ceci s'élèvent et ils refroidissent. Lorsque le tuyau de force casse la surface de la fotoesfera apparaît la fácula qu'est une région 10% plus brillant que le reste. Par convection y a un flux d'énergie depuis l'intérieur du soleil. Le tuyau magnétique s'enrosca par le roulement distinctif. Si la tension dans le flux du tuyau obtient vrai limite, le tuyau magnétique se frise comme le ferait une bande de caoutchouc. La transmission du flux d'énergie depuis l'intérieur du soleil s'inhibe, et avec il la température de la surface. À suite ils apparaissent dans la surface deux taches avec polaridad magnétique opposée dans les points dans lesquelles le tuyau de force courte à la fotoesfera.
Les récentes observations du satellite (SOHO) en usant les ondes sonores qui voyagent à travers la fotosfera du Soleil permettent former une image détaillée de la structure intérieure des taches solaire, en dessous chaque tache solaire se forme un vórtice giratorio, ceci fait qu'ils se concentrent les lignes du champ magnétique. Les taches solaires se comportent dans quelques aspects de façon similaire aux ouragans terrestres.
Les taches ont l'habitude de se présenter en des groupes bipolares dont les composants ont polaridades magnétiques opposées. Le Effet Zeeman que consiste à un desdoblamiento des traits espectrales en raison du champ magnétique, a permis calculer l'intensité du champ magnétique dans les taches et dans le centre peut être de quelques dixièmes de tesla. Le nombre de taches solaires suit un cycle de quelques 11 ans à la fin duquel la polaridad des taches et du Soleil s'investissent en passant de nord/sud et de sud/nord. Ainsi donc la période magnétique du Soleil est de 22 ans.
Le effet Wilson nous dit que les taches solaires sont réellement des dépressions devant la surface de soleil.
L'observation des taches par les supporters
thumb|350px|Un groupe grand de taches solaires dans l'an 2004; il peut se voir très clairement le zone grise autour des taches; il aussi se peut voir la granulación de la surface du Soleil Les taches solaires se remarquent facilement même avec un télescope petit moyennant projection. Dans quelques circonstances (les déclins) peuvent se remarquer les taches solaires à simple vue.
Note: les rayons solaires peuvent causer des graves dommages dans les yeux (en comprenant ceguera permanent). il ne se doit jamais regarder directement au Soleil: il peut causer un dommage permanent dans la rétine, même avant de remarquer aucun dommage. Le Meilleur est projeter l'image du Soleil sur un écran. il aussi est valable utiliser un filtre solaire, mais il doit être un filtre de mylar que comprenne tout le but du télescope et ne seulement le filtre ocular donc ces derniers s'échauffent beaucoup d'et ils se peuvent ruiner.
Relation des taches solaires et phénomènes terrestres
ils Se sont effectué tentatives de lier le cycle de 11 ans des taches solaires avec des phénomènes cycliques du Terroir, comme variations du climat, périodes de pluie et sécheresse, variation dans la longueur du jour. Nous avons déjà vu une corrélation claire entre la croissance des anneaux des arbres et l'activité solaire. Il écarte de celle-ci, les peu de corrélations de ce type qu'ils sont raisonnablement fiables semblent se devoir à des légères variations du flux d'énergie totale émis par le Soleil et aux terribles perturbations magnétiques que pourraient affecter à la part supérieure de notre atmosphère. Ceci pourrait influencer dans le climat terrestre.
Plus claire est sa relation avec l'état de la ionosfera. Cela peut aider à predecir les conditions de propagation de l'onde courte ou les communications par satellite. Il se peut par autant parler d'un temps spatial.
Événements remarquables
- Le 1 septembre 1859]] le Soleil a émis un signal lumineux extrêmement puissante, que dans le Terroir a interrompu le service telegráfico. L'aurora boreal causée dans notre atmosphère a été visible en des lieux tellement au sud comme La Havane, les Hawaii, Rome et Madrid. Une activité similaire s'a perçu dans l'hémisphère sud.
- Le signal lumineux plus puissante remarquée par l'instrumental d'un satellite a commencé le 4 novembre 2003]] aux 19:29 UTC, et a saturé les instruments pendant 11 minutes. La Région 486 semble y avoir produit un flux de rayons X. Les observations holográficas et visuelles indiquent activité continuée dans le Soleil.
Tu raccordes externes
Wikimedia Commons Héberge contenu multimédia sur Tache solaire.Commons- SIDC.OMA.be (Centre Mondial de Données en Belgique: indice de taches solaires).
- TVWeather.com (Histoire de l'atmosphère; en anglais).
- SpaceWeather.com (Conditions actuelles; en anglais).
- SEC.NOAA.gov (Le cycle solaire actuel, la progression du cycle solaire; en anglais).
- [Http://web.ct.astro.it/sun/ Web.CT.Astre.it] (Observatoire de Catane; en anglais).
- GCMD.Nasa.gov (Reconstruction du nombre de taches solaires en les derniers 11 000 ans).
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