Atmosfera Słońca jest zdominowana przez cudowny rytm przypływów i odpływów aktywności. Plamy słoneczne, z których największe widoczne są nawet bez teleskopu, to obszary o niezwykle silnym polu magnetycznym na powierzchni gwiazdy. Typowa dojrzała plama jest biała i ma kształt stokrotki. Składa się z ciemnego centralnego rdzenia zwanego umbrą, który jest pętlą strumienia magnetycznego rozciągającą się pionowo od dołu, oraz lżejszego pierścienia włókien wokół niego, zwanego półcieniem, w którym pole magnetyczne rozciąga się na zewnątrz poziomo.
Plamy słoneczne
Na początku XX wieku. George Ellery Hale, używając swojego nowego teleskopu do obserwacji aktywności Słońca w czasie rzeczywistym, odkrył, że spektrum plam słonecznych jest podobne do widma chłodnych czerwonych gwiazd typu M. W ten sposób pokazał, że cień wydaje się ciemny, ponieważ jego temperatura wynosi tylko około 3000 K, znacznie mniej niż temperatura otoczenia 5800 K.fotosfera. Ciśnienie magnetyczne i gazowe w miejscu musi równoważyć ciśnienie otoczenia. Musi być schłodzony, aby wewnętrzne ciśnienie gazu stało się znacznie niższe niż zewnętrzne. W „fajnych” obszarach są intensywne procesy. Plamy słoneczne są chłodzone przez tłumienie konwekcji, która przenosi ciepło od dołu za pomocą silnego pola. Z tego powodu dolna granica ich wielkości to 500 km. Mniejsze miejsca są szybko nagrzewane przez promieniowanie otoczenia i niszczone.
Pomimo braku konwekcji, na polach jest dużo zorganizowanego ruchu, głównie w półcieniu, gdzie pozwalają na to poziome linie pola. Przykładem takiego ruchu jest efekt Evershed. Jest to przepływ o prędkości 1 km/s w zewnętrznej połowie półcienia, który wykracza poza swoje granice w postaci poruszających się obiektów. Te ostatnie to elementy pola magnetycznego, które przepływają na zewnątrz nad obszarem otaczającym plamkę. W znajdującej się nad nim chromosferze odwrócony przepływ Evershed wygląda jak spirale. Wewnętrzna połowa półcienia przesuwa się w kierunku cienia.
Plamy słoneczne również się zmieniają. Kiedy skrawek fotosfery znany jako „most światła” przecina cień, następuje szybki przepływ poziomy. Chociaż pole cienia jest zbyt silne, aby umożliwić ruch, w chromosferze tuż powyżej występują gwałtowne oscylacje z okresem 150 s. Nad półcieniem znajdują się tzw. fale biegnące rozchodzące się promieniście na zewnątrz z okresem 300 s.
Liczba plam słonecznych
Aktywność słoneczna systematycznie przechodzi przez całą powierzchnię gwiazdy między 40°szerokości geograficznej, co wskazuje na globalny charakter tego zjawiska. Pomimo znacznych fluktuacji w cyklu, jest on ogólnie imponująco regularny, o czym świadczy dobrze ustalony porządek liczbowych i równoleżnikowych pozycji plam słonecznych.
Na początku okresu liczba grup i ich liczebność gwałtownie rośnie, aż po 2–3 latach osiągana jest maksymalna liczebność, a po kolejnym roku maksymalna powierzchnia. Średni czas życia grupy to około jeden obrót Słońca, ale mała grupa może trwać tylko 1 dzień. Największe grupy plam słonecznych i największe erupcje zwykle występują 2 lub 3 lata po osiągnięciu limitu plam słonecznych.
Może mieć do 10 grup i 300 miejsc, a jedna grupa może mieć do 200. Przebieg cyklu może być nieregularny. Nawet w pobliżu maksimum liczba plam słonecznych może tymczasowo znacznie się zmniejszyć.
11-letni cykl
Liczba plam słonecznych spada do minimum co około 11 lat. W tej chwili na Słońcu znajduje się kilka małych podobnych formacji, zwykle na niskich szerokościach geograficznych i przez wiele miesięcy mogą one być nieobecne w ogóle. Nowe plamy słoneczne zaczynają pojawiać się na wyższych szerokościach geograficznych, między 25° a 40°, z odwrotną polaryzacją niż w poprzednim cyklu.
W tym samym czasie nowe miejsca mogą istnieć na dużych szerokościach geograficznych, a stare na niskich szerokościach geograficznych. Pierwsze plamki nowego cyklu są małe i żyją tylko kilka dni. Ponieważ okres rotacji wynosi 27 dni (dłużej na wyższych szerokościach geograficznych), zwykle nie wracają, a nowsze są bliżej równika.
Dla cyklu 11-letniegokonfiguracja biegunowości magnetycznej grup plam słonecznych jest taka sama na danej półkuli i przeciwna na drugiej półkuli. Zmienia się w następnym okresie. Tak więc nowe plamy słoneczne na wysokich szerokościach geograficznych na półkuli północnej mogą mieć biegunowość dodatnią, a następnie ujemną, a grupy z poprzedniego cyklu na niskich szerokościach geograficznych będą miały przeciwną orientację.
Stopniowo stare plamy znikają, a nowe pojawiają się w dużych ilościach i rozmiarach na niższych szerokościach geograficznych. Ich rozmieszczenie ma kształt motyla.
Pełny cykl
Ponieważ konfiguracja biegunowości magnetycznej grup plam słonecznych zmienia się co 11 lat, powraca do tej samej wartości co 22 lata, a okres ten jest uważany za okres pełnego cyklu magnetycznego. Na początku każdego okresu całkowite pole Słońca, określone przez dominujące pole na biegunie, ma taką samą biegunowość jak plamy poprzedniego. Gdy aktywne obszary pękają, strumień magnetyczny dzieli się na sekcje ze znakiem dodatnim i ujemnym. Po pojawieniu się i zniknięciu wielu plam w tej samej strefie powstają duże jednobiegunowe regiony z takim lub innym znakiem, które przesuwają się w kierunku odpowiedniego bieguna Słońca. Podczas każdego minimum na biegunach dominuje strumień następnej biegunowości na tej półkuli i jest to pole widziane z Ziemi.
Ale jeśli wszystkie pola magnetyczne są zrównoważone, w jaki sposób dzielą się na duże jednobiegunowe regiony, które rządzą polem polarnym? Na to pytanie nie ma odpowiedzi. Pola zbliżające się do biegunów rotują wolniej niż plamy słoneczne w rejonie równikowym. W końcu słabe pola docierają do bieguna i odwracają pole dominujące. To odwraca polaryzację, jaką powinny zająć czołowe miejsca nowych grup, kontynuując tym samym 22-letni cykl.
Dowody historyczne
Chociaż cykl aktywności słonecznej był dość regularny przez kilka stuleci, występowały w nim znaczne różnice. W latach 1955-1970 na półkuli północnej było znacznie więcej plam słonecznych, aw 1990 dominowały one na południowej. Dwa cykle, których szczyt przypadał na 1946 i 1957, były największe w historii.
Angielski astronom W alter Maunder znalazł dowody na okres niskiej aktywności magnetycznej Słońca, co wskazuje, że w latach 1645-1715 zaobserwowano bardzo niewiele plam słonecznych. Chociaż zjawisko to odkryto po raz pierwszy około 1600 roku, w tym okresie odnotowano niewiele obserwacji. Okres ten nazywany jest minimum Kopca.
Doświadczeni obserwatorzy zgłosili pojawienie się nowej grupy plam jako wspaniałe wydarzenie, zauważając, że nie widzieli ich od wielu lat. Po 1715 roku zjawisko to powróciło. Zbiegło się to z najzimniejszym okresem w Europie od 1500 do 1850 roku. Jednak związek między tymi zjawiskami nie został udowodniony.
Istnieją dowody na inne podobne okresy w odstępach około 500 lat. Kiedy aktywność słoneczna jest wysoka, silne pola magnetyczne generowane przez wiatr słoneczny blokują wysokoenergetyczne galaktyczne promienie kosmiczne zbliżające się do Ziemi, co skutkuje mniejszątworzenie węgla-14. Pomiar 14С w słojach drzew potwierdza niską aktywność Słońca. Cykl 11-letni został odkryty dopiero w latach czterdziestych XIX wieku, więc obserwacje poprzedzające ten czas były nieregularne.
Obszary efemeryczne
Oprócz plam słonecznych, istnieje wiele maleńkich dipoli zwanych efemerycznie aktywnymi obszarami, które istnieją średnio krócej niż jeden dzień i występują na całym Słońcu. Ich liczba sięga 600 dziennie. Chociaż efemeryczne obszary są małe, mogą stanowić znaczną część strumienia magnetycznego Słońca. Ale ponieważ są one neutralne i raczej małe, prawdopodobnie nie odgrywają roli w ewolucji cyklu i globalnego modelu pola.
Prominencje
To jedno z najpiękniejszych zjawisk, jakie można zaobserwować podczas aktywności słonecznej. Są one podobne do chmur w ziemskiej atmosferze, ale są wspierane przez pola magnetyczne, a nie przez strumienie ciepła.
Plazma jonów i elektronów, które tworzą atmosferę słoneczną, nie może przecinać poziomych linii pola, pomimo siły grawitacji. Protuberancje występują na granicach pomiędzy przeciwległymi biegunami, gdzie linie pola zmieniają kierunek. W ten sposób są wiarygodnymi wskaźnikami nagłych zmian pola.
Podobnie jak w chromosferze, protuberancje są przezroczyste w białym świetle i, z wyjątkiem całkowitych zaćmień, powinny być obserwowane w Hα (656, 28 nm). Podczas zaćmienia czerwona linia Hα nadaje wypukłościom piękny różowy odcień. Ich gęstość jest znacznie mniejsza niż w fotosferze, ponieważ jest zbytkilka kolizji. Pochłaniają promieniowanie od dołu i emitują je we wszystkich kierunkach.
Światło widziane z Ziemi podczas zaćmienia jest pozbawione wznoszących się promieni, więc protuberancje wydają się ciemniejsze. Ale ponieważ niebo jest jeszcze ciemniejsze, wydają się jasne na tle. Ich temperatura wynosi 5000-50000 K.
Rodzaje protuberancji
Istnieją dwa główne typy protuberancji: ciche i przejściowe. Te pierwsze są związane z polami magnetycznymi o dużej skali, które wyznaczają granice jednobiegunowych regionów magnetycznych lub grup plam słonecznych. Ponieważ takie obszary żyją przez długi czas, to samo dotyczy cichych protuberancji. Mogą mieć różne kształty - żywopłotów, zawieszonych chmur czy lejków, ale zawsze są dwuwymiarowe. Stabilne włókna często stają się niestabilne i wybuchają, ale mogą też po prostu zniknąć. Spokojne wzniesienia żyją przez kilka dni, ale na granicy magnetycznej mogą tworzyć się nowe.
Przejściowe protuberancje są integralną częścią aktywności słonecznej. Należą do nich strumienie, które są niezorganizowaną masą materiału wyrzucaną przez pochodnię, oraz kępy, które są skolimowanymi strumieniami małych emisji. W obu przypadkach część materii powraca na powierzchnię.
Protuberancje w kształcie pętli są konsekwencją tych zjawisk. Podczas rozbłysku przepływ elektronów nagrzewa powierzchnię do milionów stopni, tworząc gorące (ponad 10 milionów K) protuberancje koronalne. Silnie promieniują, schłodzone i pozbawione podparcia schodzą w formie na powierzchnięeleganckie pętle, podążające za magnetycznymi liniami siły.
Błyski
Najbardziej spektakularnym zjawiskiem związanym z aktywnością słoneczną są rozbłyski, które są gwałtownym uwolnieniem energii magnetycznej z obszaru plam słonecznych. Pomimo wysokiej energii większość z nich jest prawie niewidoczna w widzialnym zakresie częstotliwości, ponieważ emisja energii zachodzi w przezroczystej atmosferze, a jedynie fotosferę, która osiąga stosunkowo niski poziom energii, można obserwować w świetle widzialnym.
Rozbłyski najlepiej widać na linii Hα, gdzie jasność może być 10 razy większa niż w sąsiedniej chromosferze i 3 razy większa niż w otaczającym kontinuum. W Hα duży rozbłysk pokryje kilka tysięcy dysków słonecznych, ale tylko kilka małych jasnych plam pojawia się w świetle widzialnym. Energia uwolniona w tym przypadku może osiągnąć 1033 erg, co jest równe wydajności całej gwiazdy w 0,25 sekundy. Większość tej energii jest początkowo uwalniana w postaci wysokoenergetycznych elektronów i protonów, a promieniowanie widzialne jest efektem wtórnym spowodowanym uderzeniem cząstek w chromosferę.
Rodzaje epidemii
Rozmiar rozbłysków jest szeroki - od gigantycznych, bombardujących Ziemię cząsteczkami, po ledwo zauważalne. Są one zwykle klasyfikowane według powiązanych strumieni promieniowania rentgenowskiego o długości fali od 1 do 8 angstremów: Cn, Mn lub Xn dla więcej niż 10-6, 10-5 i 10-4 W/m2 odpowiednio. Więc M3 na Ziemi odpowiada 3× strumieniowi10-5 W/m2. Ten wskaźnik nie jest liniowy, ponieważ mierzy tylko szczyt, a nie całkowite promieniowanie. Energia uwalniana w 3-4 największych rozbłyskach każdego roku jest równoważna sumie energii wszystkich pozostałych.
Rodzaje cząstek tworzonych przez błyski zmieniają się w zależności od miejsca przyspieszenia. Pomiędzy Słońcem a Ziemią nie ma wystarczającej ilości materiału do zderzeń jonizujących, więc zachowują swój pierwotny stan jonizacji. Cząstki przyspieszone w koronie przez fale uderzeniowe wykazują typową jonizację koronalną wynoszącą 2 miliony K. Cząstki przyspieszone w ciele flary mają znacznie wyższą jonizację i ekstremalnie wysokie stężenia He3, rzadkiego izotopu hel tylko z jednym neutronem.
Większość dużych rozbłysków występuje w niewielkiej liczbie hiperaktywnych, dużych grup plam słonecznych. Grupy to duże skupiska o jednej biegunowości magnetycznej otoczone przeciwną. Chociaż przewidywanie aktywności rozbłysków słonecznych jest możliwe dzięki obecności takich formacji, naukowcy nie mogą przewidzieć, kiedy się pojawią, i nie wiedzą, co je powoduje.
Uderzenie w ziemię
Oprócz dostarczania światła i ciepła, Słońce oddziałuje na Ziemię poprzez promieniowanie ultrafioletowe, stały strumień wiatru słonecznego i cząstki z dużych rozbłysków. Promieniowanie ultrafioletowe tworzy warstwę ozonową, która z kolei chroni planetę.
Miękkie (długie fale) promienie rentgenowskie z korony słonecznej tworzą warstwy jonosfery, które tworząmożliwa krótkofalowa komunikacja radiowa. W dniach aktywności słonecznej promieniowanie korony (powoli zmieniające się) i rozbłyski (impulsowe) wzrasta, aby stworzyć lepszą warstwę odbijającą, ale gęstość jonosfery wzrasta, aż fale radiowe zostaną pochłonięte, a komunikacja na krótkich falach utrudniona.
Mocniejsze (krótsze fale) impulsy rentgenowskie z rozbłysków jonizują najniższą warstwę jonosfery (warstwę D), tworząc emisję radiową.
Obracające się pole magnetyczne Ziemi jest wystarczająco silne, aby zablokować wiatr słoneczny, tworząc magnetosferę, wokół której przepływają cząstki i pola. Po stronie przeciwnej do oprawy linie pola tworzą strukturę zwaną smugą lub ogonem geomagnetycznym. Wraz ze wzrostem wiatru słonecznego następuje gwałtowny wzrost pola ziemskiego. Kiedy pole międzyplanetarne zmienia się w kierunku przeciwnym do ziemskiego lub gdy uderzają w nie duże chmury cząstek, pola magnetyczne w pióropuszu rekombinują i uwalniana jest energia, tworząc zorze polarne.
Burze magnetyczne i aktywność słoneczna
Za każdym razem, gdy wokół Ziemi krąży duża dziura koronalna, wiatr słoneczny przyspiesza i następuje burza geomagnetyczna. Tworzy to 27-dniowy cykl, szczególnie zauważalny przy minimum plam słonecznych, co umożliwia przewidywanie aktywności słonecznej. Duże rozbłyski i inne zjawiska powodują koronalne wyrzuty masy, chmury cząstek energetycznych, które tworzą prąd pierścieniowy wokół magnetosfery, powodując gwałtowne fluktuacje pola Ziemi, zwane burzami geomagnetycznymi. Zjawiska te zakłócają komunikację radiową i powodują przepięcia na liniach dalekobieżnych i innych długich przewodach.
Być może najbardziej intrygującym ze wszystkich ziemskich zjawisk jest możliwy wpływ aktywności słonecznej na klimat naszej planety. Minimum Kopca wydaje się rozsądne, ale są też inne wyraźne efekty. Większość naukowców uważa, że istnieje ważny związek, maskowany przez szereg innych zjawisk.
Ponieważ naładowane cząstki podążają za polami magnetycznymi, promieniowanie korpuskularne nie jest obserwowane we wszystkich dużych rozbłyskach, ale tylko w tych zlokalizowanych na zachodniej półkuli Słońca. Linie siły z jej zachodniej strony docierają do Ziemi, kierując tam cząstki. Te ostatnie to głównie protony, ponieważ wodór jest dominującym składnikiem słońca. Wiele cząstek poruszających się z prędkością 1000 km/s tworzy front fali uderzeniowej. Przepływ niskoenergetycznych cząstek w dużych rozbłyskach jest tak intensywny, że zagraża życiu astronautów poza polem magnetycznym Ziemi.
