Nova metoda za mjerenje magnetnog polja Sunca. Astrofizičari su pronašli najjače magnetno polje na Suncu u čitavoj istoriji mjerenja. Uređaj koji mjeri magnetna polja sunca.
Magnetno polje sunca
Magnetna polja su, očigledno, prisutna na svim zvezdama. Magnetno polje je prvi put otkrio na nama najbližoj zvijezdi - Suncu - 1908. godine američki astronom J. Hale, koji je izmjerio Zeemanovo cijepanje spektralnih linija u sunčevim pjegama.
Prema savremenim mjerenjima, maksimalna jačina magnetnog polja Sunčevih pjega = 4000 Oe Polje u sunčevim pjegama je manifestacija općeg azimutnog magnetnog polja Sunca, čije linije polja imaju različite smjerove na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca.
Za razliku od obližnjeg svemira, direktno mjerenje magnetnih polja na Suncu magnetometrima je nemoguće ne samo zbog tehničkih poteškoća slanja svemirske sonde na Sunce, već i zbog visoke temperature svoju supstancu koju nijedan uređaj ne može izdržati). Stoga se i na Suncu, a još više na drugim udaljenijim objektima, magnetska polja mogu mjeriti samo indirektno - analizom elektromagnetnog zračenja.
Na Suncu, magnetsko polje je zarobljeno vrućom materijom ili se „zaledi“ u nju. Dok se kreće, solarna materija nosi sa sobom onoliko magnetnog polja koliko može. Pošto je brzina rotacije na ekvatoru veća od brzine rotacije na polovima, linije magnetnog polja se rastežu, ali se linije polja ne prekidaju tokom takvog namotaja; više su kao izuzetno elastična guma. Poput gume, što se više rastežu, to više energije pohranjuju.
Magnetno polje mrlja potiskuje konvekciju u gornjim slojevima konvektivne zone, prijenos energije ovdje naglo opada, pa se temperatura plina u području mrlje smanjuje za 1.500-2.000 K. U neposrednoj blizini mrlje, gdje je polje jačina je relativno mala, magnetno polje, naprotiv, pojačava konvektivni prijenos energije. Upravo tako nastaju svijetle formacije - baklje.
Procjene pokazuju da je uzgona djelotvorna do dubine od oko 15.000 km, dok je debljina konvektivne zone oko sedam puta veća. Iz toga slijedi da se magnetna polja sunčevih pjega formiraju u gornjem dijelu konvektivne zone Sunca.
S tim u vezi postavlja se sljedeće pitanje: kako se održava nehomogena rotacija Sunca? Uostalom, jačanje magnetnih polja i formiranje magnetnih cijevi nastaje zbog inhibicije rotacijskog kretanja ekvatorijalnih područja, a ako se ta energija ne bi kontinuirano dobavljala, tada bi nakon nekoliko okreta Sunce počelo rotirati kao apsolutno solidan, tj. ugaona brzina rotacije na polovima i na ekvatoru bila bi ista.
Sunce kao promenljiva zvezda
Promjenljive zvijezde su one svjetiljke čija se svjetlost mijenja tokom vremena kao rezultat fizičkih procesa koji se odvijaju u njenom području.
Ispostavilo se da je naše Sunce takva zvijezda.
Informacije koje prikuplja senzor čestica solarnog vjetra Swoops sonda Ulysses, omogućilo nam je da zaključimo da solarni vjetar kontinuirano „slabi“ od sredine 1990-ih. Štaviše, ovaj proces je očigledno počeo mnogo ranije. Trenutno je brzina solarnog vjetra dostigla svoj apsolutni minimum za najmanje pola stoljeća - otkako su počela direktna istraživanja korištenjem svemirskih letjelica. Smanjenje brzine sunčevog vjetra tokom jedne decenije je relativno malo - oko 3%, ali je posljedica smanjenja temperature i pritiska čestica sunčevog vjetra za 13%, odnosno 20%. Nemoguće je još reći koliko će proces trajati i dokle je otišao. Hlađenje solarnog vjetra je također praćeno smanjenjem jačine solarnog magnetnog polja za trećinu u istom periodu.
Tako se situacija radijacije u Sunčevom sistemu i u svemiru blizu Zemlje pogoršala - gustina protoka posebno opasnih visokoenergetskih protona koji dolaze iz dubokog svemira porasla je za oko 20%.
.Anomalno smanjenje aktivnosti solarnog vjetra upotpunjuje sliku teško objašnjivih anomalija u ponašanju same zvijezde. Jedinstvena aktivnost zvijezde na kraju posljednjeg ciklusa zamijenjena je nenormalno dugim odsustvom mrlja - indikatora aktivnosti - na zvijezdi.
Smanjenje broja sunčevih pjega, općenito govoreći, karakteristično je za minimume solarne aktivnosti, ali je ovaj put proces trajao predugo. Već skoro godinu dana na Suncu praktično nema mrlja.
Očigledno je da skala procesa koji se trenutno odvijaju na Suncu prevazilazi hipotezu o njihovoj 11-godišnjoj cikličnosti.
Sunčeve pjege nam pružaju najvizuelnije primjere nestacionarnih procesa na Suncu. Prije svega, to je njihov brzi razvoj. Ponekad su dva ili tri dana dovoljna da se u "čistom" području fotosfere razvije velika mrlja ili velika grupa mrlja. U pravilu, međutim, njihov razvoj je sporiji iu velikim grupama dostiže maksimum nakon 2-3 sedmice. Male mrlje i grupe se pojavljuju i nestaju u roku od nedelju dana, dok velike traju nekoliko meseci. Za jedno mesto se zna da postoji 1,5 godine. Kada se pojavi mrlja, kada je njena polusječina još mala, u njoj je vidljiva ista fotosferska granulacija (Gansky, Thiessen), koja daljim razvojem poprima fibrozni izgled; vlakna su mnogo izdržljivija od granula. Kada se okrugla tačka pravilnog oblika približi solarnoj ivici, posmatramo je u projekciji i njen prečnik u pravcu radijusa solarnog diska se jako smanjuje (proporcionalno; videti sl. 8). U ovom slučaju često se opaža takozvani Wilsonov efekat, koji se sastoji u tome da je polusjenica mrlje na strani ruba diska jasno vidljiva, ali na strani koja je okrenuta centru diska, ona je uveliko smanjen. Ovaj fenomen omogućava geometrijsko upoređivanje sunčeve pjege sa džinovskom depresijom sa konusno suženim zidovima. Ali to ne otkrivaju svi spotovi.
Tipično, grupa sunčevih pjega se proteže duž heliografske dužine (u izuzetnim slučajevima - do 20° ili više). U ovom slučaju, grupa često sadrži dvije najveće sunčeve pjege sa odvojenim polusenkama, koje imaju malo drugačije kretanje na površini Sunca. Istočna tačka se zove vodeća, zapadna se zove sledeća. Često se ova tendencija formiranja u parovima uočava i na pojedinačnim tačkama koje ne formiraju grupe sa velikim brojem malih satelitskih tačaka.
Rice. 38. Vrtložna struktura mrlja u bipolarnoj grupi. Smjerovi vrtloga su suprotni. (Spektrogram u Na zracima)
Opažanja radijalnih brzina duž različitih spektralnih linija u različitim mjestima mrlje i iz različitih uglova gledanja prema njoj pokazuju prisustvo snažnih (do 3 km/s) kretanja u polusjeni pege - širenje materije u njenim dubokim delovima i protok materije unutra na velikim visinama. Ovo posljednje potvrđuje struktura vrtloga vidljiva iznad mrlja na spektroheliogramima u zracima. Smjerovi ovih vrtloga su suprotni na južnoj i sjevernoj hemisferi Sunca i na pojedinačnim tačkama ukazuju na dotok materije u skladu s tim kako bi ga Coriolisova sila trebala odbiti.
Obično se više ne primjećuju sistematski pokreti na vanjskoj ivici polusjenice.
Kao što je gore spomenuto, sunčeve pjege imaju jaka magnetna polja. Uobičajeni su intenziteti od 1000-2000 Oe, a u jednoj grupi krajem februara 1942. godine izmjeren je intenzitet od 5100 Oe mrlje, linije magnetskog polja idu duž ose mrlje (gore ili dolje), a kako se kreću prema periferiji mrlje, sve više odstupaju od normale na površinu, gotovo do 90° na rubu mrlje. penumbra. U ovom slučaju, jačina magnetnog polja opada od maksimuma do skoro nule.
Rice. 39. Promjene prosječne geografske širine i magnetnog polariteta sunčevih pjega u uzastopnim ciklusima sunčeve aktivnosti
Što je mrlja veća, to je njeno magnetsko polje, po pravilu, jače, ali kada velika tačka, dostigavši maksimalnu veličinu, počne da se smanjuje, jačina njenog magnetnog polja ostaje nepromenjena, a ukupni magnetni tok se smanjuje proporcionalno područje spota. Ovo se može protumačiti kao da mrlja samo doprinosi uklanjanju magnetnog polja koje je dugo postojalo ispod površine. To potvrđuje i činjenica da često magnetno polje ne nestane nakon nestanka mrlje, već tamo nastavlja postojati i ponovo se pojačava kada se mrlja ponovo pojavi na istom području. Prisustvo trajnih polja baklji ovdje sugerira da na ovim mjestima postoje stabilne aktivne regije.
U grupama sa dvije velike mrlje, vodeća i slijedeća mrlja imaju suprotan magnetni polaritet (sl. 38 i 39), što opravdava naziv takvih grupa - bipolarne, za razliku od unipolarnih grupa koje uključuju pojedinačne mrlje. Postoje složene grupe u kojima se nasumično miješaju mrlje jednog i drugog polariteta. U svakom ciklusu solarne aktivnosti, polariteti vodeće i sljedeće sunčeve pjege na sjevernoj i južnoj hemisferi su suprotni jedan drugom.
Dakle, ako je na sjevernoj hemisferi Sunca polaritet vodeće točke sjeverni (N), a sljedeće južni (S), tada je u isto vrijeme na južnoj hemisferi polaritet vodeće točke S, a sljedeća je N. Za one rijetke tačke koje siječe ekvator, polaritet sjeverne i južne polovine je suprotan. Ali sa završetkom ciklusa solarne aktivnosti, kada prođe njegov minimum, u svakoj hemisferi distribucija magnetnog polariteta na tačkama bipolarne grupe menja se na onu koja je bila u prethodnom ciklusu na suprotnoj hemisferi. Ovu važnu činjenicu utvrdili su Hale i njegove kolege 1913. godine.
Iako lokalna magnetna polja Sunca mogu biti vrlo jaka, njegovo ukupno magnetsko polje je vrlo slabo i jedva se ističe na pozadini lokalnih polja samo u godinama minimuma sunčevih pjega. Štaviše, promenljiv je. U godinama 1953-1957, njegov intenzitet je odgovarao dipolu sa indukcijom od 1 G, znak je bio suprotan predznaku Zemljinog magnetskog polja, a os dipola se poklapala sa osom rotacije. Godine 1957. znak polja se promijenio u suprotan u južnim polarnim područjima Sunca, a krajem 1958. - u sjevernim. Zadnja izmjena terenski znak primećen je 1970-1971.
Promjena magnetnog polariteta sunčevih pjega sa završetkom ciklusa solarne aktivnosti nije jedini znak kraja ciklusa. Sunčeve pjege se rijetko formiraju daleko od ekvatora. Njihova preferirana zona leži unutar heliografskih širina od 1-2° do 30° na obje hemisfere. Na samom ekvatoru pege su rijetke, kao i na geografskim širinama iznad 30°. Ali ova slika ima posebnost da se menja tokom vremena: prve tačke novog ciklusa (posle imaginarnog) pojavljuju se daleko od ekvatora (na primer, tačka c je zabeležena 15. marta 1914., od maja 1943. i od oktobra 1954. ), dok se poslednje tačke odlazećeg ciklusa još uvek posmatraju blizu ekvatora. Tokom vrhunca ciklusa, blizu svog maksimuma, pege se mogu naći na svim heliografskim širinama između -45° i +45° (poznata je grupa pega čak i sa geografskom širinom od +50°, uočenih u junu 1957. tokom maksimuma solarna aktivnost), ali uglavnom između 5 i 20°. Dakle, prosječna heliografska širina pjega se stalno smanjuje kako se razvija 11-godišnji ciklus sunčeve aktivnosti, a nove mrlje se pojavljuju sve bliže i bliže ekvatoru (slika 39). Ovaj obrazac je prvi put ustanovio Carrington 1858. i ponekad se naziva Spörerov zakon (iako ga je ovaj drugi uspostavio 10 godina kasnije).
Dakle, ako pod periodom podrazumijevamo vremenski period tokom kojeg se sva svojstva mijenjaju i vraćaju u prvobitno stanje, onda pravi period sunčeve aktivnosti nije 11 godina, već 22 godine. Zanimljivo je da određena izmjena visine maksimuma kroz ciklus također potvrđuje periodičnost od 22 godine. Planiran je i 80-godišnji ciklus solarne aktivnosti. Iz nekih unutrašnjih razloga, solarna aktivnost uvelike varira karakteristično vreme oko jednog veka.
Dakle, između 1645. i 1715. na Suncu gotovo da nije bilo mrlja, a grupa se pojavila samo jednom. Ovo je takozvani Maunderov minimum. Drugi minimum, Spörerov minimum, dogodio se između 1410. i 1510. godine. Naprotiv, srednjovjekovni maksimum bio je između 1120. i 1280. godine. bio veoma energičan, sličan onome što sada doživljavamo. Opisane varijacije bile su praćene kolebanjima prosječne godišnje temperature u Engleskoj unutar 1 °C.
Magnetno polje pored moderne ideje se formira unutar Sunca u njegovoj konvektivnoj zoni, koja se nalazi direktno ispod površine Sunca (fotosfere). Uloga magnetnog polja u dinamici procesa koji se odvijaju na Suncu je ogromna. Očigledno, to je ključ svih aktivnih pojava koje se dešavaju u sunčevoj atmosferi, uključujući solarne baklje. Možemo reći da Sunce ne bi imalo magnetno polje bilo bi izuzetno dosadna zvijezda.
Mnogi objekti posmatrani na Suncu takođe duguju svoje poreklo magnetnom polju. Na primjer, sunčeve pjege su mjesta na kojima džinovske magnetne petlje koje izlaze iz unutrašnjosti Sunca prodiru u sunčevu površinu. Zbog toga se grupe sunčevih pjega, po pravilu, sastoje od dvije regije različitog magnetnog polariteta - sjevernog i južnog. Ove dvije regije odgovaraju suprotnim bazama plutajuće cijevi. Ciklus solarne aktivnosti je također rezultat cikličkih promjena u magnetskom polju koje se javljaju u unutrašnjosti Sunca. Izbočine, koje kao da lebde u praznini iznad površine Sunca, u stvari su podržane linijama magnetnog polja kojima su probijene. Konačno, mnogi objekti uočeni u koroni, posebno strimeri i petlje, jednostavno ponavljaju u svom obliku topologiju magnetnih polja koja ih okružuju.
Mjerenja magnetnog polja
Magnetno polje utiče na kretanje naelektrisanih čestica koje ulaze u njega. Iz tog razloga, elektroni koji čine bilo koji atom, koji rotiraju oko jezgre u jednom smjeru, kada su smješteni u magnetsko polje, povećat će svoju energiju, dok će elektroni koji rotiraju u drugom smjeru smanjiti svoju energiju. Ovaj efekat (Zeemanov efekat) dovodi do cijepanja emisionih linija atoma na nekoliko komponenti. Mjerenje ovog cijepanja omogućava određivanje veličine i smjera magnetskog polja na objektima udaljenim od nas koji su nedostupni direktnom proučavanju, kao što je Sunce. Savremene metode mjerenja omogućavaju određivanje polja na površini Sunca sa velikom preciznošću, ali su često nemoćna pri mjerenju trodimenzionalnog polja u solarnoj koroni. U ovom slučaju se koriste posebne matematičke metode za rekonstrukciju pune trodimenzionalne slike polja iz površinskih mjerenja.
Prognoza vremena u svemiru
Razumijevanje prirode solarnog magnetnog polja i njegovog ponašanja omogućit će pouzdanije predviđanje svemirskog vremena. Trenutno postoje neki indirektni znaci koji ukazuju na to da se u aktivnom području može pojaviti bljesak. Međutim, dugoročna predviđanja, kao što je, na primjer, predviđanje trajanja budućeg solarnog ciklusa, i dalje su krajnje neprecizna i ne temelje se na strogim fizičkim modelima, već na potrazi za raznim vrstama empirijskih ovisnosti. Međutim, nadamo se da ćemo u bliskoj budućnosti moći razumjeti Sunce dovoljno dobro da modeliramo njegovu buduću aktivnost i predvidimo svemirsko vrijeme na isti način na koji sada predviđamo vrijeme na Zemlji.
Svemirski brod Voyager 1 i Voyager 2 najudaljeniji su i najbrži objekti koje je stvorio čovjek. Prolete već nekoliko godina granica Solarni sistem i uskoro će biti potpuno napuštena. Ali čak i prije nego što konačno odu do zvijezda, prenose podatke koji mijenjaju naše razumijevanje velika kuća. Ispostavilo se da je Sunčev sistem okružen magnetna pjena, čiji džinovski mehurići mogu ne samo da u velikoj meri utiču na našu zaštitu od galaktičkih kosmičkih zraka, već i iskrivljuju naše znanje o Univerzumu...Voyageri su u letu više od 33 godine . Nakon mnogih otkrića napravljenih u Sunčevom sistemu, sada . Uređaji su već prešli heliosferski udarni val, ispred njih je područje heliopauze (granica duž koje se balansira pritisak solarnog vjetra i međuzvjezdanog medija).
Voyager 1 je preuzeo blagu prednost i sada je više od 17 milijardi km sa zemlje ( 116 astronomske jedinice , one. 116 udaljenosti od Zemlje do Sunca), njegova brzina je veća 60000 km/h , a signal sa njega ide na Zemlju oko 14 sati . Ali čak i sa takve udaljenosti, uređaji prenose podatke koji vode do novih otkrića.
Jedno od otkrića zabrinjava solarno magnetno polje . Dimenzije solarnog magnetnog polja su neuporedivo veće od Zemljinih i daleko prevazilaze granice planetarnih orbita. Ranije se vjerovalo da je na granici Sunčevog sistema sve raspoređeno na uobičajen način: veličina magnetnog polja se smanjuje, linije sile se savijaju i vraćaju nazad na Sunce. Sada se ispostavilo da to nije tako.
Magnetna polja na rubu Sunčevog sistema su vrlo slaba, pa je bilo potrebno više od 4 godine da se akumulira dovoljno podataka koje su prenijela oba Voyagera. Kada su podaci konačno bili dostupni i napravljeni odgovarajući modeli, naučnici su bili izuzetno iznenađeni. Ispostavilo se da magnetna granica Sunčevog sistema je "pjena" gigantskih proporcija . Svaki "mjehur" u ovoj pjeni ima prečnik od oko 1 a.u. (1 astronomska jedinica = 150 miliona km). Voyager provede 3-4 mjeseca prelazeći takav "mjehur".
Razlog za pojavu magnetnih "mjehurića" je rotacija Sunca oko svoje ose, zbog čega se na granici svog širenja magnetne linije "zapliću" i njihova ponovno povezivanje. Efekat magnetne rekonekcije bio je poznat astrofizičarima od ranije – naime ovaj efekat smatra se izvorom energije iz solarnih baklji (pogledajte opis efekta u komentarima), ali nikada nisu očekivali da će ga naići na rubu Sunčevog sistema.
Linije magnetnog polja Sunca su orijentisane u različitim pravcima na njegovim različitim hemisferama. Jer Osa magnetnog polja je nagnuta u odnosu na osu rotacije Sunca, njegovo magnetsko polje vijuga u obliku složene spirale, podijeljene na sektore različitih polariteta. Iza granice udarnog vala, sa smanjenjem brzine sunčevog vjetra ( koji naduvava Sunčevo magnetno polje u ogroman balon heliosfere) udaljenosti između njegovih heteropolarnih „nabora“ naglo se smanjuju. Kao rezultat toga, linije magnetnih polja su prekinute, ponovo spojene, a novi dijelovi polja - magnetni mjehurići - pustaju iz spirale.
Kao rezultat ponovnog povezivanja, formiraju se magnetna polja koja su odvojena od “majčinskog” magnetnog polja Sunca. Oni se "petljaju" u mehuriće, delimično međusobno povezane.
Ako je to zaista tako (a podaci o magnetnom polju koji se prenose sa Voyagera najlogičnije se slažu upravo na ovoj slici), onda granica magnetnog polja Sunca i, shodno tome, našeg Sunčevog sistema, ne liči na jednostavan “ obala“, i linija valova koja odvaja naše “ostrvo” od okeana međuzvjezdane materije.
A ovo novo znanje o granici našeg Sunčevog sistema nije tako daleko od našeg Svakodnevni život, kako bi se moglo pomisliti. Činjenica je da Magnetno polje Sunca štiti Zemlju od raznih "glasnika" drugih zvijezda i galaksija, kao što nas magnetno polje Zemlje štiti od Sunca. A među tim „glasnicima“ može biti veoma opasno za život na Zemlji - na primjer, čestice visoke energije, ubrzan eksplozijama supernove i/ili prolazeći u blizini crnih rupa...
Naučnici su sada suočeni sa zadatkom da utvrde - da li je takva granica solarnog magnetnog polja pouzdanija zaštita od uobičajene? ? Da li su nabijene čestice, koje lete prema nama izvan Sunčevog sistema, usporene ili, naprotiv, još jače ubrzane u magnetnim mjehurićima? Ili je magnetna pjena toliko slaba i ima toliko "rupa" u njoj da praktično nema efekta na kosmičke zrake?..
I apstraktnije, ali ne manje zanimljivo pitanje - ako je granica Sunčevog sistema toliko "komplikovana", onda u kojoj mjeri smo mi, budući unutra, mogu vidjeti šta je tamo vani našeg Sunčevog sistema (govorimo, naravno, prije svega o elektromagnetnoj slici svijeta)?..
Video koji je napravila NASA pomoći će vam da vizualizirate priču o otkriću magnetne pjene:
PROČITAJTE TAKOĐE:
Mjerenja indukcije Zemljinog magnetnog polja na udaljenostima reda 100 km (srednje razmjere) vrlo su važna za razumijevanje takvih geofizičkih fenomena kao što su ponašanje gornjeg omotača, evolucija okeanskih struja i utjecaj Sunčevog magnetnog polja na jonosfere planete. Međutim, takva istraživanja su skupa, jer podrazumijevaju lansiranje specijalnih svemirskih letjelica u gornje slojeve atmosfere (na visini od oko 100 km). Tim naučnika iz Njemačke i SAD-a predložio je jeftiniju, zemaljsku metodu za mjerenje geomagnetnog polja u datoj skali, koja je vrlo precizna i neosjetljiva na magnetne smetnje iz okoline.
Proučavanje strukture i jačine Zemljinog magnetnog polja omogućava nam da „zagledamo“ u dubinu naše planete: mjerenje indukcije geomagnetskog polja i njegovih varijacija na različitim skalama daje informacije o izvorima ovog polja na odgovarajućim dubinama. Dakle, "mapiranje" Zemljinog magnetizma unutar nekoliko metara može otkriti podzemne feromagnetne objekte, kao što su neeksplodirane granate i mine ili konzervirani kontejneri s otrovnim otpadom. Mjerenje magnetnog polja i njegovih fluktuacija na udaljenostima od nekoliko kilometara može se koristiti za otkrivanje mineralnih naslaga. Na globalnom nivou, proučavanje Zemljine magnetne "ljuske" daje podatke za geodinamo model, teoriju koja opisuje porijeklo i kasniju evoluciju Zemljinog magnetnog polja.
Proučavanje distribucije indukcije geomagnetnog polja na srednjoj skali, odnosno u krugu od 10-100 kilometara, takođe je od značajnog naučnog interesa. Konkretno, ovo omogućava procjenu utjecaja Sunčevog magnetnog polja na jonosferu, pruža informacije o ponašanju gornjeg omotača Zemlje i cirkulaciji oceanskih masa - jednom od glavnih faktora koji reguliraju klimu na planeti (nakon sve morska voda je elektrolit, a njegovo kretanje zapravo predstavlja jonsku struju). Da bi se izbjegli neželjeni utjecaji okoline, mjerenja geomagnetnog polja na ovoj skali moraju se izvršiti na visinama koje odgovaraju ovoj prostornoj rezoluciji. Drugim riječima, da biste "mapirali" geomagnetizam na udaljenosti od oko 100 km, potrebno je ići isto toliko gore.
Za takva mjerenja lansiraju se sateliti sa magnetometrom, što zahtijeva ozbiljna materijalna i finansijska ulaganja. Predložili su naučnici iz SAD-a i Njemačke metoda tla mjerenja Zemljinog magnetnog polja na skali od oko 100 km, koje je vrlo osjetljivo i ima relativno nisku cijenu. Oni su svoju metodu opisali u nedavnoj publikaciji Magnetometrija sa mezosfernim natrijem u časopisu Zbornik radova Nacionalne akademije nauka. Ideja autora članka temelji se na tehnologiji koja se koristi u nekim opservatorijama za stvaranje umjetnih laserskih zvijezda vodiča.
Šta su umjetne zvijezde vodiče?
Poznato je da su astronomska posmatranja pomoću optičkog teleskopa koji se nalazi na površini Zemlje često teška zbog atmosferskih turbulencija. Nasumični pokreti zračnih masa zamagljuju slike zvijezda i značajno smanjuju rezoluciju veliki teleskopi sa sočivima preko 1 m. Stoga se obično koristi takozvana adaptivna optika. U teleskop je ugrađeno posebno ogledalo koje se može deformisati i prilagođavati promenljivim spoljašnjim uslovima. Da bi se uzela u obzir izobličenja, teleskop se mora kalibrirati usmjeravanjem na neku sjajnu zvijezdu (koja se zove referentna zvijezda).
Međutim, prirodna zvijezda vodilja nije uvijek otkrivena u vidnom polju teleskopa, pa su došli na ideju da stvore zvijezde vodiče laserom. Laser zrači sloj atoma natrijuma debljine oko 10 km, koji se nalazi na nadmorskoj visini od oko 90 km iznad površine Zemlje (ovaj sloj natrijuma je nastao kao rezultat sagorevanja meteora). Ako je talasna dužina laserske svjetlosti 589 nm, tada u malom području gdje laserski snop udara, atomi natrijuma prelaze u pobuđeno stanje: vanjski elektroni prelaze na viši energetski nivo, tamo žive neko vrijeme, a zatim se vraćaju leđa, emitujući žuto svetlo. Zatim, ovo svjetlo s malog područja neba ozračeno laserom snima se teleskopom. Kao rezultat, rađa se umjetna referentna zvijezda (slika 1), koja se zatim koristi za korekciju slike u teleskopu.
Ovdje treba napomenuti jednu važnu činjenicu. Pošto elektroni imaju spin, imaju rotaciono kretanje oko jezgra, a takođe i zbog neke sličnosti atoma alkalnog metala sa atomom vodonika (ukupni spin svih elektrona u ovim atomima je 1/2), gore pomenuti viši energetski nivo atoma natrijuma je podeljen na dva nivoa blisko raspoređenih u energiji, od kojih svaki može postati privremeni "dom" za pobuđeni elektron. Dva nivoa atoma natrijuma u nastajanju nazivaju se natrijum dublet. Identificira se na diskretnom (linijskom) spektru natrijuma kao dvije usko raspoređene tanke žute linije, označene kao D 1 i D 2. To znači da pobuđeni atom natrijuma zapravo emituje žutu svjetlost dvije vrlo bliske valne dužine.
Princip rada zemaljskog detektora geomagnetnog polja
Godine 1961. otkriveno je da se pod utjecajem kružno polariziranih laserskih impulsa, pod određenim uvjetima, opaža spinska polarizacija u parama alkalnih metala smještenih u vanjskom magnetskom polju - spinovi atoma ovih elemenata poprimaju određeni smjer. Ovaj uslov je podudarnost frekvencije laserskih impulsa (ne treba se brkati sa frekvencijom svjetlosti koju emituje laser) i frekvencije kojom magnetni moment atoma precesira u vanjskom magnetskom polju. Fenomen rotacije vektora magnetskog momenta čestice oko pravca linije magnetnog polja poznat je u fizici kao Larmorova precesija, a frekvencija na kojoj ona rotira naziva se Larmorova frekvencija. Za atom je određen njegovom masom, strukturom energetskih nivoa i indukcijom vanjskog magnetskog polja.
Spin polarizacija će uzrokovati da jedna od linija natrijumovog dubleta, D 2, postane svetlija, a druga linija (D 1) da zatamni u poređenju sa linijskim spektrom natrijuma dobijenim u slučaju kontinuiranog zračenja, ili kada frekvencija laserski impulsi se ne poklapaju sa Larmorovom frekvencijom. Opažanje gore opisanog efekta će značiti da je Larmorova frekvencija za atome natrija pronađena i iz nje je sada lako izračunati željenu indukciju magnetskog polja. Upravo tako u teoriji izgleda princip rada zemaljskog detektora geomagnetnog polja na skali od 100 km.
U praksi, prema zamisli autora, trebalo bi da se desi sledeće: laser ispaljuje u nebo niz periodičnih impulsa (sa kružnom polarizacijom), čiji smer kretanja treba da bude približno okomit na linije geomagnetnog polja (slika 2.). ). Talasna dužina laserskog zračenja je 589 nm, a frekvencija njihovih impulsa je eksperimentalno odabrana da bude jednaka Larmorovoj frekvenciji za atome natrija koji se nalaze na mjestu gdje su laserski impulsi poslani. Možete razumjeti da li se frekvencije podudaraju uz pomoć teleskopa, koji će u ovom slučaju registrirati u spektru atoma natrija povećanje svjetline D 2 linije i, shodno tome, slabljenje D 1 linije. Kada je ovaj uslov ispunjen, željena vrijednost indukcije magnetskog polja se nalazi iz vrijednosti Larmorove frekvencije.
Obratimo pažnju na neslučajnost izbora sloja natrijuma kao vrste daljinskog magnetometra. Visina njegove lokacije (90 km) savršeno odgovara uslovima za merenje Zemljinog magnetnog polja i njegovih fluktuacija na datoj prosečnoj skali.
Bilo koji uređaj ili instrument koji mjeri bilo koje fizička količina, to neminovno radi sa određenom greškom, ili, kako kažu stručnjaci, „pravi buku“. U detektoru geomagnetnog polja koji su predložili autori članka, jedan od izvora buke je lasersko zračenje, koje u stvarnosti nije monokromatsko, ali ima, iako vrlo malo, ali ipak različito od nule zamućenje frekvencije ili talasne dužine, povezano sa kvantna priroda samog procesa generisanja koherentnog zračenja. Veličina ovog zamućenja, nazvana širina lasera, određuje, između ostalog, osjetljivost detektora. Što je manja širina zračenja, to će mjerenja biti osjetljivija.
Osim toga, na preciznost uređaja utječe i površina sočiva teleskopa (što je veća to bolje), intenzitet lasera i krug duznosti, koji karakteriše frekvenciju emitovanja laserskih impulsa i jednak je omjeru trajanja impulsa i perioda njihovog ponavljanja. Kao što slijedi iz definicije, faktor punjenja je bezdimenzionalna veličina koja varira u rasponu od 0 do 1 ili od 0 do 100%. Ako je radni ciklus 100%, onda se opaža kontinuirano, konstantno, nepulsno zračenje. Smanjenje vrijednosti radnog ciklusa znači da se vremenski interval između impulsa unutar perioda njihovog ponavljanja kontinuirano povećava.
Kako su proračuni pokazali, za mjerenje geomagnetnog polja najbolje je pratiti promjenu svjetline D 1 linije natrijumovog dubleta. U ovom slučaju, ako postavimo širinu laserskog zraka na 400 MHz, optimalna osjetljivost se postiže pri faktoru punjenja od 20% i intenzitetu lasera od oko 30 W/m 2 . Za ove vrijednosti bit će manje od 0,5 nT (nanotesla, 10 –9 T). Ovo je sasvim dovoljno za praćenje cirkulacije oceanskih masa i utjecaja sunčevog magnetnog polja, koje stvara indukciju reda veličine 1-10 nT. Poređenja radi, podsjetimo da je prosječna vrijednost indukcije magnetnog polja Zemlje otprilike 50 μT (mikrotesla), odnosno skoro 3-4 reda veličine veća.
Autori članka smatraju da se predložena tehnologija za mjerenje geomagnetskog polja u principu može instalirati u bilo kojoj opservatoriji, bez obzira da li sadrži uređaje ili objekte koji stvaraju magnetske smetnje. Štaviše, naučnici vjeruju da je na osnovu njihove metode moguće implementirati mobilnu platformu koja bi mogla pratiti Zemljino magnetsko polje na skali od 100 km.
- Priprema prženih paprika za zimu: recepti sa belim lukom u ulju i marinadom
- Kiseli sos. Recepti za kuvanje. Slatko-kiseli sos za piletinu (recept korak po korak) Gotov slatko-kiseli sos
- Pire od bundeve: recepti sa piletinom, sirom, kajmakom, dijetalni i za djecu, od Julije Vysotske, u loncu i sporom kuhaču
- Recepti za brašno od orašastih plodova