Isang bagong paraan para sa pagsukat ng magnetic field ng araw. Natagpuan ng mga astrophysicist ang pinakamalakas na magnetic field sa araw sa buong kasaysayan ng mga sukat. Isang aparato na sumusukat sa magnetic field ng araw.
Magnetic field ng araw
Ang mga magnetic field ay naroroon, tila, sa lahat ng mga bituin. Ang magnetic field ay unang natuklasan sa pinakamalapit na bituin sa atin - ang Araw - noong 1908 ng American astronomer na si J. Hale, na sumukat sa Zeeman na paghahati ng mga parang multo na linya sa mga sunspot.
Ayon sa mga modernong sukat, ang maximum na lakas ng magnetic field ng mga sunspots = 4000 Oe. Ang field sa mga sunspot ay isang manipestasyon ng pangkalahatang azimuthal magnetic field ng Araw, ang mga linya ng field na may iba't ibang direksyon sa Northern at Southern hemispheres ng Araw.
Hindi tulad ng malapit na kalawakan, ang direktang pagsukat ng mga magnetic field sa Araw gamit ang mga magnetometer ay imposible hindi lamang dahil sa mga teknikal na paghihirap sa pagpapadala ng space probe sa Araw, kundi dahil din sa mataas na temperatura ang sangkap nito, na hindi kayang tiisin ng anumang aparato). Samakatuwid, kapwa sa Araw, at higit pa sa iba pang mas malalayong bagay, ang mga magnetic field ay masusukat lamang nang hindi direkta - sa pamamagitan ng pagsusuri ng electromagnetic radiation.
Sa Araw, ang magnetic field ay nakukuha ng mainit na bagay o "nagyeyelo" dito. Habang gumagalaw ito, dinadala ng solar matter ang halos lahat ng magnetic field hangga't kaya nito. Dahil ang bilis ng pag-ikot sa ekwador ay mas mabilis kaysa sa bilis ng pag-ikot sa mga pole, ang mga linya ng magnetic field ay nakaunat, ngunit ang mga linya ng field ay hindi napuputol sa panahon ng naturang paikot-ikot; ang mga ito ay higit na katulad ng lubhang nababanat na goma. Tulad ng goma, habang mas lumalawak, mas maraming enerhiya ang kanilang iniimbak.
Ang magnetic field ng mga spot ay pinipigilan ang kombeksyon sa itaas na mga layer ng convective zone, ang paglipat ng enerhiya dito ay bumababa nang husto, samakatuwid ang temperatura ng gas sa lugar ng lugar ay bumababa ng 1,500-2,000 K. Sa malapit na paligid ng lugar, kung saan ang field Ang lakas ay medyo mababa, ang magnetic field, sa kabaligtaran, ay nagpapahusay ng convective energy transfer. Ito ay kung paano lumitaw ang mga maliliwanag na pormasyon - mga sulo.
Ang mga pagtatantya ay nagpapakita na ang buoyancy ay epektibo hanggang sa lalim na humigit-kumulang 15,000 km, habang ang kapal ng convective zone ay halos pitong beses na mas malaki. Kasunod nito na ang mga magnetic field ng mga sunspot ay nabuo sa itaas na bahagi ng convective zone ng Araw.
Kaugnay nito, lumitaw ang sumusunod na tanong: paano pinapanatili ang hindi magkakatulad na pag-ikot ng Araw? Pagkatapos ng lahat, ang pagpapalakas ng mga magnetic field at ang pagbuo ng mga magnetic tubes ay nangyayari dahil sa pagsugpo ng rotational motion ng mga ekwador na rehiyon, at kung ang enerhiya na ito ay hindi patuloy na ibinibigay, pagkatapos pagkatapos ng ilang mga rebolusyon ang Araw ay magsisimulang umikot bilang ganap na ganap. solid, i.e. ang angular na bilis ng pag-ikot sa mga pole at sa ekwador ay magiging pareho.
Ang araw bilang isang variable na bituin
Ang mga variable na bituin ay ang mga luminary na ang liwanag ay nagbabago sa paglipas ng panahon bilang resulta ng mga pisikal na proseso na nagaganap sa rehiyon nito.
Ito pala ay ang ating Araw ay isang bituin.
Impormasyong nakolekta ng solar wind particle sensor Swoops pagsisiyasat Ulysses, nagbigay-daan sa amin na maghinuha na ang solar wind ay patuloy na "nanghihina" mula noong kalagitnaan ng 1990s. Bukod dito, ang prosesong ito ay tila nagsimula nang mas maaga. Sa kasalukuyan, ang bilis ng solar wind ay umabot na sa absolute minimum nito sa loob ng hindi bababa sa kalahating siglo - mula nang magsimula ang direktang pananaliksik gamit ang spacecraft. Ang pagbaba sa bilis ng solar wind sa loob ng isang dekada ay medyo maliit - mga 3%, ngunit ito ay bunga ng pagbaba sa temperatura at presyon ng mga particle ng solar wind ng 13% at 20%, ayon sa pagkakabanggit. Imposibleng sabihin pa kung gaano katagal ang proseso at kung gaano kalayo na ito. Ang paglamig ng solar wind ay sinamahan din ng pagbaba ng lakas ng magnetic field ng Araw ng isang third sa parehong panahon.
Kaya, ang sitwasyon ng radiation sa Solar System at sa malapit-Earth space ay lumala - ang flux density ng partikular na mapanganib na mga proton na may mataas na enerhiya na nagmumula sa malalim na kalawakan ay tumaas ng halos 20%.
.Ang maanomalyang pagbaba sa aktibidad ng solar wind ay sumasaklaw sa larawan ng mahirap ipaliwanag na mga anomalya sa pag-uugali ng bituin mismo. Ang natatanging aktibidad ng bituin sa dulo ng huling cycle ay pinalitan ng isang abnormal na mahabang kawalan ng mga spot - isang tagapagpahiwatig ng aktibidad - sa bituin.
Ang pagbaba sa bilang ng mga sunspot, sa pangkalahatan, ay katangian ng solar activity minima, ngunit sa pagkakataong ito ang proseso ay masyadong matagal. Sa halos isang taon na ngayon, halos walang mga batik sa Araw.
Malinaw na ang sukat ng mga prosesong kasalukuyang nagaganap sa Araw ay lampas sa hypothesis ng kanilang 11-taong cyclicity.
Ang mga sunspot ay nagbibigay sa amin ng mga pinaka-visual na halimbawa ng mga hindi nakatigil na proseso sa Araw. Una sa lahat, ito ang kanilang mabilis na pag-unlad. Minsan ang dalawa o tatlong araw ay sapat para sa isang malaking lugar o isang malaking grupo ng mga spot na bumuo sa isang "malinis" na lugar ng photosphere. Bilang isang patakaran, gayunpaman, ang kanilang pag-unlad ay mas mabagal at sa malalaking grupo ay umabot sa maximum pagkatapos ng 2-3 na linggo. Lumilitaw at nawawala ang maliliit na spot at grupo sa loob ng isang linggo, habang ang malalaking spot ay tumatagal ng ilang buwan. Ang isang lugar ay kilala na umiral sa loob ng 1.5 taon. Kapag lumitaw ang isang lugar, kapag ang penumbra nito ay maliit pa, ang parehong photospheric granulation ay makikita sa loob nito (Gansky, Thiessen), na may karagdagang pag-unlad ay tumatagal ng isang fibrous na hitsura; ang mga hibla ay mas matibay kaysa sa mga butil. Kapag ang isang bilog na lugar ng regular na hugis ay lumalapit sa solar edge, ito ay naobserbahan namin sa projection at ang diameter nito sa direksyon ng radius ng solar disk ay lubhang nabawasan (proporsyonal; tingnan ang Fig. 8). Sa kasong ito, ang tinatawag na Wilson effect ay madalas na sinusunod, na binubuo sa katotohanan na ang penumbra ng lugar sa gilid ng gilid ng disk ay malinaw na nakikita, ngunit sa gilid na nakaharap sa gitna ng disk, ito ay lubhang nabawasan. Ang hindi pangkaraniwang bagay na ito ay nagbibigay-daan para sa geometriko na paghahalintulad ng isang sunspot sa isang higanteng depresyon na may mga conically tapering na pader. Ngunit hindi lahat ng mga spot ay nagpapakita nito.
Karaniwan, ang isang pangkat ng mga sunspot ay nakaunat sa heliographic longitude (sa mga pambihirang kaso - hanggang 20° o higit pa). Sa kasong ito, madalas na naglalaman ang grupo ng dalawa sa pinakamalaking sunspot na may hiwalay na penumbra, na may bahagyang magkakaibang paggalaw sa ibabaw ng Araw. Ang silangang lugar ay tinatawag na nangunguna, ang kanluran ay tinatawag na susunod. Kadalasan ang ugali na ito na mabuo sa mga pares ay sinusunod din sa mga indibidwal na lugar na hindi bumubuo ng mga grupo na may malaking bilang ng mga maliliit na satellite spot.
kanin. 38. Vortex na istraktura ng mga spot sa bipolar group. Ang mga direksyon ng mga vortex ay kabaligtaran. (Spectrogram sa Na ray)
Mga obserbasyon ng radial velocities kasama ang iba't ibang spectral na linya sa ibat ibang lugar mga spot at mula sa iba't ibang anggulo dito ay nagpapakita ng pagkakaroon ng malakas (hanggang 3 km/s) na paggalaw sa penumbra ng lugar - pagkalat ng bagay sa malalalim na bahagi nito at daloy ng bagay sa loob sa matataas na lugar. Ang huli ay nakumpirma ng istraktura ng puyo ng tubig na nakikita sa itaas ng mga spot sa spectroheliograms sa mga sinag. Ang mga direksyon ng mga vortice na ito ay magkasalungat sa timog at hilagang hemisphere ng Araw at ipinapahiwatig sa mga solong lugar ang pag-agos ng bagay alinsunod sa kung paano ito dapat ilihis ng puwersa ng Coriolis.
Karaniwan, ang mga sistematikong paggalaw ay hindi na sinusunod sa panlabas na gilid ng penumbra.
Tulad ng nabanggit sa itaas, ang mga sunspot ay may malakas na magnetic field. Ang mga intensity ng 1000-2000 Oe ay karaniwan, at sa isang grupo sa katapusan ng Pebrero 1942, ang intensity ng 5100 Oe ay sinukat. Ang mga detalyadong pag-aaral ng pamamahagi ng direksyon at lakas ng magnetic field sa loob ng lugar ay nagpakita na sa gitna ng lugar, ang mga linya ng magnetic field ay tumatakbo sa kahabaan ng axis ng spot (pataas o pababa), at habang lumilipat ang mga ito patungo sa periphery ng spot, lalo silang lumilihis mula sa normal patungo sa ibabaw, halos hanggang 90° sa gilid ng lugar. ang penumbra. Sa kasong ito, ang lakas ng magnetic field ay bumababa mula sa maximum hanggang halos zero.
kanin. 39. Mga pagbabago sa average na latitude at magnetic polarity ng mga sunspot sa magkakasunod na cycle ng solar activity
Ang mas malaki ang lugar, mas malakas ang magnetic field nito, bilang panuntunan, ngunit kapag ang isang malaking lugar, na umabot sa pinakamataas na sukat nito, ay nagsimulang bumaba, ang lakas ng magnetic field nito ay nananatiling hindi nagbabago, at ang kabuuang magnetic flux ay bumababa sa proporsyon sa lugar ng lugar. Ito ay maaaring bigyang-kahulugan na kung ang lugar ay nag-aambag lamang sa pag-alis ng magnetic field na umiiral nang mahabang panahon sa ilalim ng ibabaw. Ito ay kinumpirma din ng katotohanan na madalas na ang magnetic field ay hindi nawawala pagkatapos ng pagkawala ng lugar, ngunit patuloy na umiiral doon at tumindi muli kapag ang lugar ay muling lumitaw sa parehong lugar. Ang pagkakaroon ng mga permanenteng flare field dito ay nagmumungkahi na ang mga matatag na aktibong rehiyon ay umiiral sa mga lugar na ito.
Sa mga pangkat na may dalawang malalaking spot, ang nangunguna at sumusunod na mga spot ay may kabaligtaran na magnetic polarity (Fig. 38 at 39), na nagbibigay-katwiran sa pangalan ng naturang mga grupo - bipolar, kumpara sa mga unipolar na grupo na kinabibilangan ng mga solong spot. May mga kumplikadong grupo kung saan ang mga spot ng isa at ang iba pang polarity ay random na pinaghalo. Sa bawat siklo ng aktibidad ng solar, ang mga polaridad ng nangunguna at susunod na mga sunspot sa hilaga at timog na hemisphere ay magkasalungat sa bawat isa.
Kaya, kung sa hilagang hemisphere ng Araw ang polarity ng nangungunang lugar ay hilagang (N), at ang susunod ay timog (S), pagkatapos ay sa parehong oras sa southern hemisphere ang polarity ng nangungunang lugar ay S, at ang kasunod ay N. Para sa mga pambihirang lugar na pinag-intersect ng ekwador , ang polarity ng hilagang at timog na bahagi ay magkasalungat. Ngunit sa pagtatapos ng solar activity cycle, kapag ang pinakamababa nito ay pumasa, sa bawat hemisphere ang pamamahagi ng magnetic polarity sa mga spot ng bipolar group ay nagbabago sa kung saan ay sa nakaraang cycle sa kabaligtaran hemisphere. Ang mahalagang katotohanang ito ay itinatag ni Hale at ng kanyang mga kasamahan noong 1913.
Bagama't ang mga lokal na magnetic field ng Araw ay maaaring maging napakalakas, ang pangkalahatang magnetic field nito ay napakahina at bahagya lamang na namumukod-tangi laban sa background ng mga lokal na field lamang sa mga taon ng minimum na sunspot. Bukod dito, ito ay nababago. Sa mga taong 1953-1957, ang intensity nito ay tumutugma sa isang dipole na may induction na 1 G, ang sign ay kabaligtaran sa sign ng magnetic field ng Earth, at ang axis ng dipole ay tumutugma sa axis ng pag-ikot. Noong 1957, ang tanda ng patlang ay nagbago sa kabaligtaran sa katimugang polar na mga rehiyon ng Araw, at sa pagtatapos ng 1958 - sa mga hilagang. Huling binago field sign ay naobserbahan sa 1970-1971.
Ang pagbabago sa magnetic polarity ng mga sunspot sa pagtatapos ng solar activity cycle ay hindi lamang ang tanda ng pagtatapos ng cycle. Ang mga sunspot ay bihirang nabubuo malayo sa ekwador. Ang kanilang ginustong zone ay nasa loob ng heliographic latitude mula 1-2° hanggang 30° sa parehong hemisphere. Sa mismong ekwador, bihira ang mga spot, gayundin sa mga latitude sa itaas ng 30°. Ngunit ang larawang ito ay may kakaibang pagbabago sa paglipas ng panahon: ang mga unang spot ng bagong cycle (pagkatapos ng haka-haka) ay lumilitaw na malayo sa ekwador (halimbawa, ang spot c ay naitala noong Marso 15, 1914, mula Mayo 1943 at mula Oktubre 1954. ), habang ang mga huling bahagi ng papalabas na ikot ay namamasid pa rin malapit sa ekwador. Sa panahon ng kasagsagan ng cycle, malapit sa pinakamataas nito, ang mga spot ay matatagpuan sa lahat ng heliographic latitude sa pagitan ng - 45° at +45° (isang pangkat ng mga spot ay kilala kahit na may latitude na +50°, na naobserbahan noong Hunyo 1957 sa panahon ng maximum. solar activity), ngunit higit sa lahat sa pagitan ng 5 at 20°. Kaya, ang average na heliographic latitude ng mga spot ay patuloy na bumababa habang ang 11-taong cycle ng solar activity ay nabubuo, at ang mga bagong spot ay lumilitaw na palapit ng palapit sa ekwador (Fig. 39). Ang pattern na ito ay unang itinatag noong 1858 ni Carrington at kung minsan ay tinatawag na batas ni Spörer (bagama't itinatag ito ng huli pagkalipas ng 10 taon).
Kaya, kung ang ibig sabihin ng panahon ay ang tagal ng panahon kung saan nagbabago ang lahat ng mga ari-arian at bumalik sa kanilang orihinal na estado, kung gayon ang tunay na panahon ng aktibidad ng solar ay hindi 11 taon, ngunit 22 taon. Kapansin-pansin, ang ilang paghahalili sa taas ng maximum sa pamamagitan ng cycle ay nagpapatunay din sa 22-taong periodicity. Ang isang 80-taong cycle ng solar activity ay pinlano din. Para sa ilang panloob na kadahilanan, ang aktibidad ng solar ay malawak na nag-iiba sa katangian ng oras mga isang siglo.
Kaya, sa pagitan ng 1645 at 1715. halos walang mga batik sa Araw, at isang beses lang lumitaw ang grupo. Ito ang tinatawag na Maunder minimum. Ang isa pang minimum, ang minimum na Sörer, ay naganap sa pagitan ng 1410 at 1510. Sa kabaligtaran, ang pinakamataas na medieval ay nasa pagitan ng 1120 at 1280. was very energetic, katulad ng nararanasan natin ngayon. Ang inilarawan na mga pagkakaiba-iba ay sinamahan ng mga pagbabagu-bago sa average na taunang temperatura sa England sa loob ng 1 °C.
Magnetic field sa pamamagitan ng modernong ideya ay nabuo sa loob ng Araw sa convective zone nito, na matatagpuan direkta sa ibaba ng solar surface (photosphere). Ang papel ng magnetic field sa dinamika ng mga prosesong nagaganap sa Araw ay napakalaki. Tila, ito ang susi sa lahat ng aktibong phenomena na nagaganap sa solar atmosphere, kabilang ang mga solar flare. Masasabi natin na kung ang Araw ay walang magnetic field, ito ay magiging isang napaka-boring na bituin.
Maraming mga bagay na naobserbahan sa Araw ay may utang din sa kanilang pinagmulan sa magnetic field. Halimbawa, ang mga sunspot ay mga lugar kung saan ang mga higanteng magnetic loop na umuusbong mula sa loob ng Araw ay tumagos sa solar surface. Ito ay para sa kadahilanang ito na ang mga grupo ng mga sunspot, bilang panuntunan, ay binubuo ng dalawang rehiyon ng magkakaibang magnetic polarity - hilaga at timog. Ang dalawang rehiyon na ito ay tumutugma sa magkasalungat na base ng lumulutang na tubo ng flux. Ang solar activity cycle ay resulta rin ng cyclic na pagbabago sa magnetic field na nangyayari sa solar interior. Ang mga prominence, na tila lumulutang sa walang laman sa ibabaw ng Araw, ay sa katunayan ay sinusuportahan ng mga linya ng magnetic field kung saan sila ay natagos. Sa wakas, maraming mga bagay na naobserbahan sa korona, sa partikular na mga streamer at mga loop, paulit-ulit lamang sa kanilang hugis ang topology ng mga magnetic field na nakapaligid sa kanila.
Mga sukat ng magnetic field
Ang isang magnetic field ay nakakaapekto sa paggalaw ng mga sisingilin na particle na pumapasok dito. Para sa kadahilanang ito, ang mga electron na bumubuo sa anumang atom, na umiikot sa paligid ng nucleus sa isang direksyon, kapag inilagay sa isang magnetic field, ay tataas ang kanilang enerhiya, habang ang mga electron na umiikot sa kabilang direksyon ay magpapababa ng kanilang enerhiya. Ang epektong ito (Epekto ng Zeeman) ay humahantong sa paghahati ng mga linya ng paglabas ng isang atom sa ilang bahagi. Ang pagsukat sa paghahati na ito ay ginagawang posible upang matukoy ang magnitude at direksyon ng magnetic field sa mga bagay na malayo sa atin na hindi naa-access sa direktang pag-aaral, tulad ng Araw. Mga modernong pamamaraan Ginagawang posible ng mga sukat na matukoy ang field sa solar surface na may mataas na katumpakan, ngunit kadalasan ay walang kapangyarihan kapag sinusukat ang three-dimensional na field sa solar corona. Sa kasong ito, ang mga espesyal na pamamaraan ng matematika ay ginagamit upang buuin muli ang kumpletong three-dimensional na larawan ng field mula sa mga sukat sa ibabaw.
Paghula ng panahon sa kalawakan
Ang pag-unawa sa likas na katangian ng solar magnetic field at ang pag-uugali nito ay magbibigay-daan sa mas maaasahang mga hula ng lagay ng panahon sa kalawakan. Kasalukuyang may ilang di-tuwirang mga senyales na nagpapahiwatig na ang isang flare ay maaaring mangyari sa aktibong rehiyon. Gayunpaman, ang mga pangmatagalang hula, tulad ng, halimbawa, paghula sa tagal ng hinaharap na solar cycle, ay hindi pa rin tumpak at hindi batay sa mahigpit na pisikal na mga modelo, ngunit sa paghahanap para sa iba't ibang uri ng mga empirical na dependency. Gayunpaman, umaasa kami na sa malapit na hinaharap ay mauunawaan namin nang mabuti ang Araw upang imodelo ang aktibidad nito sa hinaharap at mahulaan ang lagay ng panahon sa parehong paraan na hinuhulaan namin ngayon ang lagay ng panahon sa Earth.
Ang Voyager 1 at Voyager 2 spacecraft ay ang pinakamalayo at pinakamabilis na bagay na nilikha ng tao. Ilang taon na silang lumilipad hangganan solar system at malapit nang tuluyang iwanan. Ngunit bago pa man sila tuluyang mapunta sa mga bituin, nagpapadala sila ng data na nagbabago sa pag-unawa sa atin malaking bahay. Napapaligiran pala ang solar system magnetic foam, na ang mga higanteng bula ay hindi lamang makakaimpluwensya nang malaki sa ating proteksyon mula sa galactic cosmic rays, ngunit nakakasira din ng ating kaalaman sa Uniberso...Ang mga manlalakbay ay nasa flight nang higit sa 33 taong gulang . Pagkatapos ng maraming pagtuklas na ginawa sa loob ng solar system, ngayon. Ang mga aparato ay tumawid na sa heliospheric shock wave, nangunguna sa kanila ang heliopause region (ang hangganan kung saan balanse ang presyon ng solar wind at ang interstellar medium).
Ang Voyager 1 ay nakakuha ng bahagyang nangunguna at ngayon ay higit pa sa 17 bilyong km mula sa lupa ( 116 mga yunit ng astronomiya , mga. 116 na distansya mula sa Earth hanggang sa Araw), ang bilis nito ay mas malaki 60000 km/h , at ang signal mula dito ay papunta sa Earth tungkol sa 14 na oras . Ngunit kahit na mula sa ganoong distansya, ang mga aparato ay nagpapadala ng data na humahantong sa mga bagong pagtuklas.
Ang isa sa mga natuklasan ay alalahanin solar magnetic field . Ang mga sukat ng solar magnetic field ay hindi maihahambing na mas malaki kaysa sa mundo at lumalampas sa mga limitasyon ng mga planetary orbit. Noong nakaraan, pinaniniwalaan na sa hangganan ng Solar system ang lahat ay nakaayos sa karaniwang paraan: ang magnitude ng magnetic field ay bumababa, ang mga linya ng puwersa ay yumuko at bumalik sa Araw. Ngayon ay lumalabas na hindi ito ganoon.
Ang mga magnetic field sa gilid ng solar system ay napakahina, kaya tumagal ng higit sa 4 na taon para sa sapat na data na ipinadala ng parehong Voyagers upang maipon. Nang sa wakas ay magagamit na ang data at naitayo ang mga kaukulang modelo, labis na nagulat ang mga siyentipiko. Yun pala ang magnetic boundary ng solar system ay isang "foam" ng napakalaking proporsyon . Ang bawat "bubble" sa foam na ito ay may diameter na humigit-kumulang 1 a.u. (1 astronomical unit = 150 milyong km). Ang Voyager ay gumugugol ng 3-4 na buwan sa pagtawid sa gayong "bula".
Ang dahilan para sa paglitaw ng magnetic "bubbles" ay ang pag-ikot ng Araw sa paligid ng axis nito, bilang isang resulta kung saan, sa limitasyon ng kanilang pagpapalaganap, ang mga magnetic na linya ay "nakakagulo" at ang kanilang muling pagkakakonekta. Ang epekto ng magnetic reconnection ay pamilyar sa mga astrophysicist bago - ibig sabihin epektong ito ay itinuturing na pinagmumulan ng enerhiya mula sa mga solar flare (tingnan ang paglalarawan ng epekto sa mga komento), ngunit hindi nila inaasahan na makatagpo ito sa gilid ng solar system.
Ang mga linya ng magnetic field ng Araw ay nakatuon sa iba't ibang direksyon sa iba't ibang hemisphere nito. kasi Ang axis ng magnetic field ay nakakiling na may kaugnayan sa axis ng pag-ikot ng Araw, ang magnetic field nito ay lumiliko sa anyo ng isang kumplikadong spiral, na nahahati sa mga sektor na may iba't ibang mga polaridad. Lampas sa hangganan ng shock wave, na may pagbaba sa solar wind speed ( na nagpapalaki sa magnetic field ng Araw sa isang malaking bula ng heliosphere) ang mga distansya sa pagitan ng heteropolar na "folds" nito ay bumababa nang husto. Bilang resulta, ang mga linya ng magnetic field ay naputol, muling nakakonekta, at mga bagong seksyon ng field—magnetic bubbles—ay namumulaklak mula sa spiral.
Bilang resulta ng muling pagkonekta, nabuo ang mga magnetic field na nahihiwalay sa magnetic field ng "ina" ng Araw. "Nag-loop" sila sa mga bula, bahagyang konektado sa isa't isa.
Kung ito nga ang kaso (at ang data sa magnetic field na ipinadala mula sa Voyagers ay pinaka-lohikal na pumila sa larawang ito), kung gayon ang hangganan ng magnetic field ng Araw at, nang naaayon, ng ating Solar system, ay hindi katulad ng isang simpleng " baybayin”, at ang linya ng surf na naghihiwalay sa ating “isla” mula sa karagatan ng interstellar matter.
At ang bagong kaalamang ito tungkol sa hangganan ng ating solar system ay hindi masyadong malayo sa atin Araw-araw na buhay, gaya ng iniisip ng isa. Sa katotohanan ay Pinoprotektahan ng magnetic field ng Araw ang Earth mula sa iba't ibang "mensahero" ng iba pang mga bituin at kalawakan, tulad ng pagprotekta sa atin ng magnetic field ng Earth mula sa Araw. At kabilang sa mga "mensahero" na ito ay maaaring maging lubhang mapanganib para sa buhay sa Earth - halimbawa, mga particle ng mataas na enerhiya, pinabilis ng mga pagsabog ng supernova at/o pagdaan malapit sa mga black hole...
Ang mga siyentipiko ay nahaharap ngayon sa gawain ng pagtukoy - mas maaasahan bang proteksyon ang gayong hangganan ng solar magnetic field kaysa sa karaniwan? ? Ang mga sisingilin bang particle, na lumilipad patungo sa amin mula sa kabila ng solar system, ay bumagal o, sa kabaligtaran, mas pinabilis sa mga magnetic bubble? O ang magnetic foam ba ay napakahina at napakaraming "butas" dito na halos wala itong epekto sa mga cosmic ray?..
At isang mas abstract, ngunit hindi gaanong kawili-wiling tanong - kung ang hangganan ng solar system ay "kumplikado", kung gayon hanggang saan tayo, pagiging sa loob, ay nakikita kung ano ang naroroon sa labas ng ating Solar System (natural, pinag-uusapan natin, una sa lahat, ang tungkol sa electromagnetic na larawan ng mundo)?..
Ang isang video na ginawa ng NASA ay tutulong sa iyo na mailarawan ang kuwento ng pagtuklas ng magnetic foam:
BASAHIN DIN:
Ang mga sukat ng magnetic field induction ng Earth sa mga distansyang 100 km (medium scale) ay napakahalaga para sa pag-unawa sa mga geophysical phenomena tulad ng pag-uugali ng upper mantle, ang ebolusyon ng mga alon ng karagatan at ang epekto ng magnetic field ng Araw sa ionosphere ng planeta. Gayunpaman, ang naturang pananaliksik ay mahal, dahil nagsasangkot ito ng paglulunsad ng espesyal na spacecraft sa itaas na mga layer ng atmospera (sa taas na halos 100 km). Isang pangkat ng mga siyentipiko mula sa Germany at USA ang nagmungkahi ng mas mura, ground-based na pamamaraan para sa pagsukat ng geomagnetic field sa isang partikular na sukat, na lubos na tumpak at hindi sensitibo sa magnetic interference mula sa kapaligiran.
Ang pag-aaral sa istraktura at lakas ng magnetic field ng Earth ay nagpapahintulot sa amin na "tumingin" sa kailaliman ng ating planeta: ang pagsukat sa induction ng geomagnetic field at ang mga pagkakaiba-iba nito sa iba't ibang mga kaliskis ay nagbibigay ng impormasyon tungkol sa mga pinagmumulan ng field na ito sa kaukulang lalim. Kaya, ang "pagma-map" ng magnetism ng lupa sa loob ng ilang metro ay maaaring magbunyag ng mga bagay na ferromagnetic sa ilalim ng lupa, tulad ng mga hindi sumabog na shell at mina o mga lalagyan na may nakalalasong basura. Ang pagsukat ng magnetic field at ang mga pagbabago nito sa mga distansyang ilang kilometro ay maaaring gamitin upang makita ang mga deposito ng mineral. Sa pandaigdigang saklaw, ang pag-aaral ng magnetic "shell" ng Earth ay nagbibigay ng data para sa geodynamo model, isang teorya na naglalarawan sa pinagmulan at kasunod na ebolusyon ng magnetic field ng Earth.
Ang pag-aaral ng pamamahagi ng geomagnetic field induction sa isang katamtamang sukat, iyon ay, sa loob ng 10-100 kilometro, ay mayroon ding makabuluhang pang-agham na interes. Sa partikular, ginagawang posible upang masuri ang impluwensya ng magnetic field ng Araw sa ionosphere, nagbibigay ng impormasyon tungkol sa pag-uugali ng itaas na mantle ng Earth at ang sirkulasyon ng mga masa ng karagatan - isa sa mga pangunahing kadahilanan na kumokontrol sa klima sa planeta (pagkatapos ng lahat tubig dagat ay isang electrolyte, at ang paggalaw nito ay aktwal na kumakatawan sa isang ionic current). Upang maiwasan ang mga hindi kanais-nais na impluwensya sa kapaligiran, ang mga sukat ng geomagnetic field sa sukat na ito ay dapat isagawa sa mga taas na naaayon sa spatial na resolusyon na ito. Sa ibang salita, upang "mapa" ang geomagnetism sa mga distansyang halos 100 km, kailangan mong umakyat sa parehong halaga.
Para sa mga naturang sukat, ang mga satellite na may magnetometer ay inilunsad, na nangangailangan ng seryosong materyal at pinansiyal na pamumuhunan. Ang mga siyentipiko mula sa USA at Germany ay nagmungkahi pamamaraan ng lupa mga sukat ng magnetic field ng Earth sa isang sukat na humigit-kumulang 100 km, na lubhang sensitibo at may medyo mababang gastos. Inilarawan nila ang kanilang pamamaraan sa isang kamakailang publikasyong Magnetometry na may mesospheric sodium sa journal Mga Pamamaraan ng National Academy of Sciences. Ang ideya ng mga may-akda ng artikulo ay batay sa teknolohiyang ginamit sa ilang mga obserbatoryo upang lumikha ng mga artipisyal na bituin ng gabay sa laser.
Ano ang mga artificial guide star?
Nabatid na ang mga astronomical na obserbasyon gamit ang optical telescope na matatagpuan sa ibabaw ng Earth ay kadalasang mahirap dahil sa atmospheric turbulence. Ang mga random na paggalaw ng masa ng hangin ay nagpapalabo ng mga larawan ng mga bituin at makabuluhang binabawasan ang resolusyon malalaking teleskopyo na may mga lente na higit sa 1 m. Samakatuwid, karaniwang ginagamit ang tinatawag na adaptive optics. Ang isang espesyal na salamin ay naka-install sa teleskopyo, na maaaring ma-deform at umangkop sa pagbabago ng mga panlabas na kondisyon. Upang isaalang-alang ang mga pagbaluktot, ang teleskopyo ay dapat na i-calibrate sa pamamagitan ng pagturo nito sa ilang maliwanag na bituin (tinatawag na reference star).
Gayunpaman, ang isang natural na bituin ng gabay ay hindi palaging nakikita sa larangan ng view ng teleskopyo, kaya naisip nila ang paglikha ng mga gabay na bituin gamit ang isang laser. Ang laser ay nag-iilaw ng isang layer ng sodium atoms na humigit-kumulang 10 km ang kapal, na matatagpuan sa taas na humigit-kumulang 90 km sa itaas ng ibabaw ng Earth (ang sodium layer na ito ay nabuo bilang resulta ng pagkasunog ng mga meteor). Kung ang wavelength ng laser light ay 589 nm, pagkatapos ay sa maliit na lugar kung saan tumama ang laser beam, ang mga sodium atom ay napupunta sa isang nasasabik na estado: ang mga panlabas na electron ay lumipat sa isang mas mataas na antas ng enerhiya, naninirahan doon nang ilang oras, at pagkatapos ay bumalik. likod, naglalabas ng dilaw na ilaw. Susunod, ang liwanag na ito mula sa isang maliit na lugar ng kalangitan na na-irradiated ng laser ay naitala ng isang teleskopyo. Bilang resulta, ipinanganak ang isang artipisyal na reference star (Larawan 1), na pagkatapos ay ginagamit upang itama ang imahe sa teleskopyo.
Isang mahalagang katotohanan ang dapat tandaan dito. Dahil ang mga electron ay umiikot, ginagawa nila paikot na paggalaw sa paligid ng nucleus, at dahil din sa ilang pagkakatulad ng alkali metal na mga atomo sa hydrogen atom (ang kabuuang pag-ikot ng lahat ng mga electron sa mga atom na ito ay 1/2), ang nabanggit sa itaas na mas mataas na antas ng enerhiya ng sodium atom ay nahahati sa dalawang antas malapit na espasyo sa enerhiya, bawat isa ay maaaring maging pansamantalang "tahanan" para sa nasasabik na elektron. Ang umuusbong na dalawang antas ng sodium atom ay tinatawag sodium doublet. Ito ay kinilala sa discrete (line) spectrum ng sodium bilang dalawang magkadikit na pagitan ng manipis na dilaw na linya, na itinalagang D 1 at D 2. Nangangahulugan ito na ang nasasabik na sodium atom ay talagang naglalabas ng dilaw na liwanag ng dalawang napakalapit na wavelength.
Prinsipyo ng pagpapatakbo ng isang ground-based na geomagnetic field detector
Noong 1961, natuklasan na sa ilalim ng impluwensya ng circularly polarized laser pulses, sa ilalim ng isang tiyak na kondisyon, ang polariseysyon ng spin ay sinusunod sa mga singaw ng alkali metal na matatagpuan sa isang panlabas na magnetic field - ang mga spin ng mga atom ng mga elementong ito ay nakakakuha ng isang tiyak na direksyon. Ang kundisyong ito ay ang pagkakaisa ng dalas ng mga pulso ng laser (hindi dapat malito sa dalas ng liwanag na ibinubuga ng laser) at ang dalas kung saan ang magnetic moment ng mga atom ay nauuna sa isang panlabas na magnetic field. Ang phenomenon ng pag-ikot ng magnetic moment vector ng particle sa paligid ng direksyon ng magnetic field line ay kilala sa physics bilang Larmor precession, at ang frequency kung saan ito umiikot ay tinatawag na Larmor frequency. Para sa isang atom, ito ay tinutukoy ng masa nito, ang istraktura ng mga antas ng enerhiya at ang induction ng isang panlabas na magnetic field.
Ang spin polarization ay magiging sanhi ng isa sa mga linya ng sodium doublet, D 2, na maging mas maliwanag at ang kabilang linya (D 1) ay lumabo kung ihahambing sa line spectrum ng sodium na nakuha sa kaso ng tuluy-tuloy na pag-iilaw, o kapag ang dalas ng ang mga pulso ng laser ay hindi tumutugma sa dalas ng Larmor. Ang pagmamasid sa epekto na inilarawan sa itaas ay nangangahulugan na ang dalas ng Larmor para sa mga atomo ng sodium ay natagpuan, at mula dito ay madali nang kalkulahin ang nais na magnetic field induction. Ito ay eksakto kung ano ang hitsura ng prinsipyo ng pagpapatakbo ng isang ground-based na geomagnetic field detector sa sukat na 100 km sa teorya.
Sa pagsasagawa, bilang conceived ng mga may-akda, ang mga sumusunod ay dapat mangyari: ang laser shoots sa kalangitan ng isang serye ng mga periodic pulses (na may pabilog na polariseysyon), ang direksyon ng paggalaw na kung saan ay dapat na humigit-kumulang patayo sa geomagnetic field na mga linya (Fig. 2 ). Ang wavelength ng laser radiation ay 589 nm, at ang dalas ng kanilang mga pulso ay eksperimento na pinili upang maging katumbas ng Larmor frequency para sa mga sodium atom na matatagpuan sa lugar kung saan ipinadala ang mga laser pulse. Maaari mong maunawaan kung ang mga frequency ay nag-tutugma sa tulong ng isang teleskopyo, na sa kasong ito ay magrerehistro sa spectrum ng mga atomo ng sodium ng pagtaas sa ningning ng linya ng D 2 at, nang naaayon, isang pagpapahina ng linya ng D 1. Kapag natugunan ang kundisyong ito, ang nais na halaga ng magnetic field induction ay matatagpuan mula sa halaga ng Larmor frequency.
Bigyang-pansin natin ang di-randomness ng pagpili ng sodium layer bilang isang uri ng remote magnetometer. Ang altitude ng lokasyon nito (90 km) ay perpektong tumutugma sa mga kondisyon para sa pagsukat ng magnetic field ng Earth at ang mga pagbabago nito sa isang naibigay na average na sukat.
Anumang aparato o instrumento na sumusukat ng anuman pisikal na bilang, hindi maiiwasang gawin ito nang may tiyak na pagkakamali, o, gaya ng sinasabi ng mga eksperto, "gumagawa ng ingay." Sa geomagnetic field detector na iminungkahi ng mga may-akda ng artikulo, ang isa sa mga pinagmumulan ng ingay ay ang radiation ng laser, na sa katotohanan ay hindi monochromatic, ngunit mayroon, kahit na napakaliit, ngunit gayunpaman ay hindi zero na malabo sa dalas o haba ng daluyong, na nauugnay sa ang quantum na katangian ng proseso ng pagbuo ng magkakaugnay na radiation mismo. Ang laki ng blur na ito, na tinatawag na laser width, ay tumutukoy, bukod sa iba pang mga bagay, ang sensitivity ng detector. Kung mas maliit ang lapad ng radiation, magiging mas sensitibo ang mga sukat.
Bilang karagdagan, ang katumpakan ng aparato ay apektado din ng lugar ng lens ng teleskopyo (mas malaki ang mas mahusay), intensity ng laser at cycle ng tungkulin, na nagpapakilala sa dalas ng paglabas ng mga pulso ng laser at katumbas ng ratio ng tagal ng pulso sa kanilang panahon ng pag-uulit. Tulad ng sumusunod mula sa kahulugan, ang fill factor ay isang walang sukat na dami na nag-iiba sa hanay mula 0 hanggang 1 o mula 0 hanggang 100%. Kung ang duty cycle ay 100%, pagkatapos ay ang tuluy-tuloy, pare-pareho, non-pulsed radiation ay sinusunod. Ang pagbaba sa halaga ng duty cycle ay nangangahulugan na ang agwat ng oras sa pagitan ng mga pulso sa loob ng kanilang panahon ng pag-uulit ay patuloy na tumataas.
Tulad ng ipinakita ng mga kalkulasyon, para sa pagsukat ng geomagnetic field, pinakamahusay na subaybayan ang pagbabago sa liwanag ng linya ng D 1 ng sodium doublet. Sa kasong ito, kung itatakda namin ang lapad ng laser beam sa 400 MHz, ang pinakamainam na sensitivity ay makakamit sa isang fill factor na 20% at isang laser intensity na humigit-kumulang 30 W/m 2 . Para sa mga halagang ito ay mas mababa sa 0.5 nT (nanotesla, 10 –9 T). Ito ay sapat na upang masubaybayan ang sirkulasyon ng mga masa ng karagatan at ang impluwensya ng solar magnetic field, na lumilikha ng isang induction ng pagkakasunud-sunod ng 1-10 nT. Bilang paghahambing, alalahanin natin na ang average na halaga ng magnetic field induction ng Earth ay humigit-kumulang 50 μT (microtesla), iyon ay, halos 3-4 na order ng magnitude na mas malaki.
Ang mga may-akda ng artikulo ay naniniwala na ang iminungkahing teknolohiya para sa pagsukat ng geomagnetic field ay maaaring, sa prinsipyo, ay mai-install sa anumang obserbatoryo, hindi alintana kung naglalaman ito ng mga aparato o mga bagay na lumikha ng magnetic interference. Bukod dito, naniniwala ang mga siyentipiko na batay sa kanilang pamamaraan, posibleng ipatupad ang isang mobile platform na maaaring subaybayan ang magnetic field ng Earth sa sukat na 100 km.