Sunčevom atmosferom dominira prekrasan ritam oseke i oseke aktivnosti. Sunčeve pjege, od kojih su najveće vidljive i bez teleskopa, su područja izuzetno jakih magnetnih polja na površini zvijezde. Tipična zrela mrlja je bijela i u obliku tratinčice. Sastoji se od tamnog centralnog jezgra zvanog umbra, koji je petlja magnetnog fluksa koja se proteže okomito odozdo, i svjetlijeg prstena vlakana oko njega, nazvanog penumbra, u kojem se magnetsko polje proteže prema van horizontalno.
Sunčeve pjege
Početkom dvadesetog veka. George Ellery Hale, koristeći svoj novi teleskop za promatranje solarne aktivnosti u realnom vremenu, otkrio je da je spektar sunčevih pjega sličan spektru hladnih crvenih zvijezda M tipa. Tako je pokazao da senka izgleda tamna jer je njena temperatura samo oko 3000 K, što je mnogo manje od temperature okoline od 5800 K.fotosfera. Magnetski i gasni pritisak u tački moraju uravnotežiti okolni pritisak. Mora se ohladiti tako da unutrašnji pritisak gasa postane znatno niži od spoljašnjeg. U "hladnim" područjima su intenzivni procesi. Sunčeve pjege se hlade suzbijanjem konvekcije, koja prenosi toplinu odozdo, jakim poljem. Iz tog razloga, donja granica njihove veličine je 500 km. Manja mjesta se brzo zagrijavaju ambijentalnim zračenjem i uništavaju.
Uprkos nedostatku konvekcije, ima dosta organiziranog kretanja u zakrpama, uglavnom u polusjeni gdje to dozvoljavaju horizontalne linije polja. Primjer takvog pokreta je Evershed efekt. To je tok brzinom od 1 km/s u vanjskoj polovici polusjeni, koji se proteže izvan njenih granica u obliku pokretnih objekata. Potonji su elementi magnetnog polja koji teku prema van preko regije koja okružuje točku. U hromosferi iznad njega, obrnuti Evershed tok se pojavljuje kao spirale. Unutrašnja polovina penumbre se kreće prema senci.
Sunčeve pjege također fluktuiraju. Kada deo fotosfere poznat kao "svetlosni most" pređe senku, dolazi do brzog horizontalnog toka. Iako je polje sjene previše jako da bi omogućilo kretanje, u hromosferi neposredno iznad postoje brze oscilacije sa periodom od 150 s. Iznad polusenke nalaze se tzv. putujući talasi koji se šire radijalno prema van sa periodom od 300 s.
Broj sunčevih pjega
Sunčeva aktivnost sistematski prelazi preko cele površine zvezde između 40°geografske širine, što ukazuje na globalnu prirodu ovog fenomena. Uprkos značajnim fluktuacijama u ciklusu, on je generalno impresivno pravilan, o čemu svedoči dobro utvrđeni redosled u numeričkim i geografskim položajima Sunčevih pjega.
Na početku perioda, broj grupa i njihova veličina se brzo povećavaju sve dok se nakon 2-3 godine ne dostigne maksimalni broj, a nakon još godinu dana - maksimalna površina. Prosječan životni vijek grupe je oko jedne rotacije Sunca, ali mala grupa može trajati samo 1 dan. Najveće grupe sunčevih pjega i najveće erupcije obično se javljaju 2 ili 3 godine nakon što je dostignuta granica sunčevih pjega.
Može imati do 10 grupa i 300 mjesta, a jedna grupa može imati do 200. Tok ciklusa može biti nepravilan. Čak i blizu maksimuma, broj sunčevih pjega može se privremeno značajno smanjiti.
11-godišnji ciklus
Broj sunčevih pjega se vraća na minimum svakih 11 godina. U ovom trenutku na Suncu postoji nekoliko malih sličnih formacija, obično na niskim geografskim širinama, a mjesecima mogu biti potpuno odsutne. Nove sunčeve pjege počinju da se pojavljuju na višim geografskim širinama, između 25° i 40°, sa polaritetom suprotnim od prethodnog ciklusa.
U isto vrijeme, nova mjesta mogu postojati na visokim geografskim širinama i stara mjesta na niskim geografskim širinama. Prve tačke novog ciklusa su male i žive samo nekoliko dana. Pošto je period rotacije 27 dana (duži na višim geografskim širinama), obično se ne vraćaju, a noviji su bliže ekvatoru.
Za ciklus od 11 godinakonfiguracija magnetnog polariteta grupa sunčevih pjega je ista na datoj hemisferi i u suprotnom smjeru na drugoj hemisferi. To se mijenja u narednom periodu. Dakle, nove sunčeve pjege na visokim geografskim širinama na sjevernoj hemisferi mogu imati pozitivan polaritet, a zatim negativan polaritet, a grupe iz prethodnog ciklusa na niskoj geografskoj širini će imati suprotnu orijentaciju.
Postepeno, stare mrlje nestaju, a nove se pojavljuju u velikom broju i veličinama na nižim geografskim širinama. Njihova distribucija je u obliku leptira.
Puni ciklus
Pošto se konfiguracija magnetnog polariteta grupa sunčevih pjega mijenja svakih 11 godina, vraća se na istu vrijednost svake 22 godine, a ovaj period se smatra periodom potpunog magnetskog ciklusa. Na početku svakog perioda, ukupno polje Sunca, određeno dominantnim poljem na polu, ima isti polaritet kao i mrlje prethodnog. Kako se aktivna područja lome, magnetni tok se dijeli na dijelove s pozitivnim i negativnim predznakom. Nakon što se u istoj zoni pojave i nestanu mnoge mrlje, formiraju se velike unipolarne regije s ovim ili onim predznakom, koje se kreću prema odgovarajućem polu Sunca. Tokom svakog minimuma na polovima dominira tok sljedećeg polariteta na toj hemisferi, a ovo je polje gledano sa Zemlje.
Ali ako su sva magnetna polja uravnotežena, kako se dijele na velike unipolarne regije koje upravljaju polarnim poljem? Na ovo pitanje nije odgovoreno. Polja koja se približavaju polovima rotiraju sporije od sunčevih pjega u ekvatorijalnom području. Na kraju slaba polja dostignu pol i preokrenu dominantno polje. Ovo preokreće polaritet koji vodeća mjesta novih grupa treba da zauzmu, čime se nastavlja ciklus od 22 godine.
Istorijski dokazi
Iako je ciklus solarne aktivnosti bio prilično redovan tokom nekoliko vekova, bilo je značajnih varijacija u njemu. U periodu 1955-1970. godine bilo je mnogo više sunčevih pjega na sjevernoj hemisferi, a 1990. godine one su dominirale na južnoj. Dva ciklusa, vrhunac 1946. i 1957. godine, bila su najveća u istoriji.
Engleski astronom W alter Maunder pronašao je dokaze za period niske solarne magnetske aktivnosti, što ukazuje da je vrlo malo sunčevih pjega uočeno između 1645. i 1715. godine. Iako je ovaj fenomen prvi put otkriven oko 1600. godine, u tom periodu zabilježeno je nekoliko viđenja. Ovaj period se naziva Mound minimum.
Iskusni posmatrači prijavili su pojavu nove grupe spotova kao veliki događaj, uz napomenu da ih nisu vidjeli mnogo godina. Nakon 1715. ovaj fenomen se vratio. To se poklopilo sa najhladnijim periodom u Evropi od 1500. do 1850. godine. Međutim, veza između ovih fenomena nije dokazana.
Postoje neki dokazi za druge slične periode u intervalima od otprilike 500 godina. Kada je solarna aktivnost visoka, jaka magnetna polja stvorena solarnim vjetrom blokiraju visokoenergetske galaktičke kosmičke zrake koje se približavaju Zemlji, što rezultira manjeformiranje ugljika-14. Mjerenje 14S u prstenovima drveća potvrđuje nisku aktivnost Sunca. 11-godišnji ciklus nije otkriven sve do 1840-ih, tako da su zapažanja prije tog vremena bila nepravilna.
Efemerna područja
Pored sunčevih pjega, postoji mnogo sićušnih dipola koji se nazivaju efemerni aktivni regioni koji postoje u prosjeku manje od jednog dana i nalaze se širom Sunca. Njihov broj dostiže 600 dnevno. Iako su efemerne regije male, one mogu činiti značajan dio sunčevog magnetnog fluksa. Ali pošto su neutralni i prilično mali, vjerovatno ne igraju ulogu u evoluciji ciklusa i globalnog modela polja.
Prominences
Ovo je jedan od najljepših fenomena koji se mogu uočiti tokom sunčeve aktivnosti. Oni su slični oblacima u Zemljinoj atmosferi, ali su podržani magnetnim poljima, a ne toplotnim tokovima.
Plazma jona i elektrona koji čine solarnu atmosferu ne može preći horizontalne linije polja, uprkos sili gravitacije. Prominencije se javljaju na granicama između suprotnih polariteta, gdje linije polja mijenjaju smjer. Dakle, oni su pouzdani pokazatelji naglih prelaza polja.
Kao iu hromosferi, prominencije su providne u beloj svetlosti i, sa izuzetkom potpunih pomračenja, trebalo bi da se posmatraju u Hα (656, 28 nm). Tokom pomračenja, crvena Hα linija daje ispupčenjima prekrasnu ružičastu nijansu. Njihova gustina je mnogo manja od gustine fotosfere, jer je i onanekoliko sudara. Oni apsorbuju zračenje odozdo i emituju ga u svim pravcima.
Svjetlo koje se vidi sa Zemlje tokom pomračenja je lišeno uzlaznih zraka, tako da prominencije izgledaju tamnije. Ali pošto je nebo još tamnije, izgledaju sjajno na njegovoj pozadini. Njihova temperatura je 5000-50000 K.
Vrste istaknutosti
Postoje dvije glavne vrste istaknutosti: tiho i prijelazno. Prvi su povezani s magnetnim poljima velikih razmjera koja označavaju granice unipolarnih magnetnih područja ili grupa sunčevih pjega. Budući da takva područja dugo žive, isto vrijedi i za mirne prominence. Mogu imati različite oblike - živice, viseće oblake ili lijeve, ali su uvijek dvodimenzionalne. Stabilni filamenti često postaju nestabilni i izbijaju, ali mogu i jednostavno nestati. Mirne prominencije žive nekoliko dana, ali se nove mogu formirati na magnetnoj granici.
Prolazna ispupčenja su sastavni dio solarne aktivnosti. Tu spadaju mlazovi, koji su neorganizovana masa materijala izbačenog bakljom, i grudve, koje su kolimirani tokovi malih emisija. U oba slučaja, dio materije se vraća na površinu.
Izbočine u obliku petlje su posljedice ovih fenomena. Tokom baklje, tok elektrona zagreva površinu do miliona stepeni, formirajući vruće (više od 10 miliona K) koronalne prominence. Oni snažno zrače, ohlađeni i lišeni oslonca, silaze na površinu u oblikuelegantne petlje, prateće magnetne linije sile.
Bljeskovi
Najspektakularniji fenomen povezan sa sunčevom aktivnošću su baklje, koje su oštro oslobađanje magnetne energije iz područja sunčevih pjega. Uprkos visokoj energiji, većina njih je skoro nevidljiva u vidljivom frekventnom opsegu, budući da se emisija energije dešava u providnoj atmosferi, a samo fotosfera, koja dostiže relativno niske nivoe energije, može se posmatrati u vidljivom svetlu.
Odbljesci se najbolje vide u Hα liniji, gdje svjetlina može biti 10 puta veća nego u susjednoj hromosferi, i 3 puta veća nego u okolnom kontinuumu. U Ha, velika baklja će pokriti nekoliko hiljada solarnih diskova, ali samo nekoliko malih svetlih tačaka se pojavljuje u vidljivom svetlu. Energija oslobođena u ovom slučaju može doseći 1033 erg, što je jednako izlazu cijele zvijezde za 0,25 s. Većina ove energije se u početku oslobađa u obliku visokoenergetskih elektrona i protona, a vidljivo zračenje je sekundarni efekat uzrokovan udarom čestica na hromosferu.
Vrste izbijanja
Raspon veličina baklji je širok - od gigantskih, koje bombardiraju Zemlju česticama, do jedva primjetnih. Obično se klasifikuju prema njihovim povezanim fluksovima rendgenskih zraka sa talasnim dužinama od 1 do 8 angstrema: Cn, Mn ili Xn za više od 10-6, 10-5 i 10-4 W/m2 respektivno. Dakle, M3 na Zemlji odgovara fluksu od 3×10-5 W/m2. Ovaj indikator nije linearan jer mjeri samo vrh, a ne ukupno zračenje. Energija koja se oslobađa u 3-4 najveće baklje svake godine je ekvivalentna zbiru energija svih ostalih.
Vrste čestica koje stvaraju bljeskovi mijenjaju se u zavisnosti od mjesta ubrzanja. Između Sunca i Zemlje nema dovoljno materijala za jonizujuće sudare, pa oni zadržavaju prvobitno stanje jonizacije. Čestice ubrzane u koroni udarnim talasima pokazuju tipičnu koronalnu jonizaciju od 2 miliona K. Čestice ubrzane u telu baklje imaju značajno veću ionizaciju i izuzetno visoke koncentracije He3, retkog izotopa helijum samo sa jednim neutronom.
Većina velikih baklji javlja se u malom broju hiperaktivnih velikih grupa sunčevih pjega. Grupe su velike grupe jednog magnetnog polariteta okružene suprotnim. Iako je predviđanje aktivnosti solarne baklje moguće zbog prisustva ovakvih formacija, istraživači ne mogu predvidjeti kada će se one pojaviti i ne znaju šta ih proizvodi.
Earth Impact
Pored obezbeđivanja svetlosti i toplote, Sunce utiče na Zemlju kroz ultraljubičasto zračenje, konstantan tok sunčevog vetra i čestice velikih baklji. Ultraljubičasto zračenje stvara ozonski omotač, koji zauzvrat štiti planetu.
Meke (duge talasne dužine) X-zrake iz solarne korone stvaraju slojeve jonosfere koji činemoguća kratkotalasna radio komunikacija. U danima solarne aktivnosti, zračenje iz korone (polako varira) i baklji (impulzivno) se povećava kako bi se stvorio bolji reflektivni sloj, ali se gustina jonosfere povećava sve dok se radio talasi ne apsorbuju i kratkotalasna komunikacija ne bude ometana.
Teži (kraće talasne dužine) rendgenski impulsi iz baklji jonizuju najniži sloj jonosfere (D-sloj), stvarajući radio emisiju.
Zemljino rotirajuće magnetno polje je dovoljno snažno da blokira solarni vjetar, formirajući magnetosferu oko koje se struju čestice i polja. Na strani suprotnoj od svjetiljke, linije polja formiraju strukturu koja se naziva geomagnetska perjanica ili rep. Kada se solarni vetar poveća, dolazi do naglog povećanja Zemljinog polja. Kada se međuplanetarno polje prebaci u suprotnom smjeru od Zemljinog, ili kada ga oblaci velikih čestica udare, magnetna polja u oblaku se rekombinuju i energija se oslobađa da bi stvorila aurore.
Magnetne oluje i solarna aktivnost
Svaki put kada velika koronalna rupa kruži oko Zemlje, solarni vjetar se ubrzava i javlja se geomagnetska oluja. Ovo stvara ciklus od 27 dana, posebno uočljiv na minimumu sunčevih pjega, što omogućava predviđanje sunčeve aktivnosti. Velike baklje i druge pojave uzrokuju izbacivanje koronalne mase, oblake energetskih čestica koje formiraju prstenastu struju oko magnetosfere, uzrokujući oštre fluktuacije u Zemljinom polju, koje se nazivaju geomagnetne oluje. Ove pojave ometaju radio komunikaciju i stvaraju udare struje na dalekovodima i drugim dugim provodnicima.
Možda najintrigantniji od svih zemaljskih fenomena je mogući uticaj sunčeve aktivnosti na klimu naše planete. Minimum Mounda se čini razumnim, ali postoje i drugi jasni efekti. Većina naučnika vjeruje da postoji važna veza, maskirana nizom drugih fenomena.
Budući da naelektrisane čestice prate magnetna polja, korpuskularno zračenje se ne primećuje u svim velikim bakljama, već samo u onima koje se nalaze na zapadnoj hemisferi Sunca. Linije sile sa njegove zapadne strane dopiru do Zemlje, usmjeravajući čestice tamo. Potonji su uglavnom protoni, jer je vodonik dominantni sastavni element sunca. Mnoge čestice koje se kreću brzinom od 1000 km/s u sekundi stvaraju front udarnog talasa. Protok niskoenergetskih čestica u velikim baklji je toliko intenzivan da ugrožava živote astronauta izvan Zemljinog magnetskog polja.
