Sunčevom atmosferom dominira prekrasan ritam oseke i oseke aktivnosti. Sunčeve pjege, od kojih su najveće vidljive i bez teleskopa, područja su izrazito jakih magnetskih polja na površini zvijezde. Tipična zrela pjega je bijela i u obliku tratinčice. Sastoji se od tamne središnje jezgre zvane umbra, koja je petlja magnetskog toka koja se proteže okomito odozdo, i svjetlijeg prstena vlakana oko njega, nazvanog polusjenica, u kojoj se magnetsko polje proteže prema van horizontalno.
Sunčeve pjege
Početkom dvadesetog stoljeća. George Ellery Hale, koristeći svoj novi teleskop za promatranje sunčeve aktivnosti u stvarnom vremenu, otkrio je da je spektar sunčevih pjega sličan spektru hladnih crvenih zvijezda M tipa. Tako je pokazao da se sjena čini tamnom jer je njena temperatura samo oko 3000 K, što je mnogo manje od temperature okoline od 5800 K.fotosfera. Magnetski i plinski tlak u točki moraju uravnotežiti okolni tlak. Mora se ohladiti tako da unutarnji tlak plina postane znatno niži od vanjskog. U "hladnim" područjima su intenzivni procesi. Sunčeve pjege se hlade suzbijanjem konvekcije, koja prenosi toplinu odozdo, jakim poljem. Zbog toga je donja granica njihove veličine 500 km. Manja mjesta brzo se zagrijavaju ambijentalnim zračenjem i uništavaju.
Unatoč nedostatku konvekcije, dosta je organiziranog kretanja u zakrpama, uglavnom u djelomičnoj sjeni gdje to dopuštaju 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 svojih granica u obliku pokretnih objekata. Potonji su elementi magnetskog polja koji teku prema van preko regije koja okružuje točku. U kromosferi iznad njega, obrnuti tok Eversheda pojavljuje se kao spirale. Unutarnja polovica polusjene kreće se prema sjeni.
Sunčeve pjege također fluktuiraju. Kada dio fotosfere poznat kao "svjetlosni most" prijeđe sjenu, dolazi do brzog horizontalnog toka. Iako je polje sjene prejako da bi omogućilo kretanje, u kromosferi neposredno iznad postoje brze oscilacije s periodom od 150 s. Iznad polusjenice nalaze se tzv. putujući valovi koji se šire radijalno prema van s periodom od 300 s.
Broj sunčanih pjega
Sunčeva aktivnost sustavno prelazi preko cijele površine zvijezde između 40°geografskoj širini, što ukazuje na globalnu prirodu ovog fenomena. Unatoč značajnim fluktuacijama u ciklusu, on je općenito impresivno pravilan, o čemu svjedoči dobro utvrđeni redoslijed u brojčanim i geografskim položajima sunčevih pjega.
Na početku razdoblja, broj grupa i njihova veličina se brzo povećavaju sve dok se nakon 2-3 godine ne postigne maksimalni broj, a nakon još godinu dana - maksimalna površina. Prosječni životni vijek grupe je oko jedne rotacije Sunca, ali mala grupa može trajati samo 1 dan. Najveće skupine sunčevih pjega i najveće erupcije obično se događaju 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. Tijek ciklusa može biti nepravilan. Čak i blizu maksimuma, broj sunčanih pjega može se privremeno značajno smanjiti.
11-godišnji ciklus
Broj sunčevih pjega vraća se 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 se pojavljivati na višim geografskim širinama, između 25° i 40°, s polaritetom suprotnim od prethodnog ciklusa.
U isto vrijeme, nova mjesta mogu postojati na visokim geografskim širinama i stara mjesta na niskim geografskim širinama. Prve mrlje novog ciklusa su male i žive samo nekoliko dana. Budući da je period rotacije 27 dana (duži na višim geografskim širinama), obično se ne vraćaju, a noviji su bliže ekvatoru.
Za ciklus od 11 godinakonfiguracija magnetskog polariteta skupina Sunčevih pjega ista je na danoj hemisferi i u suprotnom je smjeru na drugoj hemisferi. Mijenja se u sljedećem razdoblju. 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 imat će suprotnu orijentaciju.
Postupno, stare mrlje nestaju, a nove se pojavljuju u velikom broju i veličinama na nižim geografskim širinama. Njihova distribucija je u obliku leptira.
Puni ciklus
Budući da se konfiguracija magnetskog polariteta skupina Sunčevih pjega mijenja svakih 11 godina, vraća se na istu vrijednost svake 22 godine, a to se razdoblje smatra razdobljem potpunog magnetskog ciklusa. Na početku svakog razdoblja, ukupno polje Sunca, određeno dominantnim poljem na polu, ima isti polaritet kao i pjege prethodnog. Kako se aktivna područja lome, magnetski tok se dijeli na dijelove s pozitivnim i negativnim predznakom. Nakon što se u istoj zoni pojave i nestanu mnoge mrlje, nastaju velike unipolarne regije s ovim ili onim predznakom, koje se kreću prema odgovarajućem polu Sunca. Tijekom svakog minimuma na polovima dominira tok sljedećeg polariteta u toj hemisferi, a ovo je polje koje se vidi sa Zemlje.
Ali ako su sva magnetska 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 ekvatorijalnoj regiji. Na kraju slaba polja dosegnu pol i preokrenu dominantno polje. Time se preokreće polaritet koji bi trebala zauzeti vodeća mjesta novih grupa, čime se nastavlja 22-godišnji ciklus.
Povijesni dokazi
Iako je ciklus solarne aktivnosti bio prilično redovit tijekom nekoliko stoljeća, u njemu je bilo značajnih varijacija. 1955.-1970. bilo je mnogo više sunčevih pjega na sjevernoj hemisferi, a 1990. one su dominirale na južnoj. Dva ciklusa, vrhunac 1946. i 1957., bila su najveća u povijesti.
Engleski astronom W alter Maunder pronašao je dokaze za razdoblje 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, tijekom tog razdoblja zabilježeno je nekoliko viđenja. Ovo razdoblje naziva se minimumom nasipa.
Iskusni promatrači prijavili su pojavu nove skupine spotova kao veliki događaj, uz napomenu da ih nisu vidjeli mnogo godina. Nakon 1715. ovaj se fenomen vratio. Poklopilo se s najhladnijim razdobljem u Europi od 1500. do 1850. Međutim, veza između ovih fenomena nije dokazana.
Postoje neki dokazi za druga slična razdoblja u intervalima od otprilike 500 godina. Kada je solarna aktivnost visoka, jaka magnetska polja stvorena solarnim vjetrom blokiraju visokoenergetske galaktičke kozmičke zrake koje se približavaju Zemlji, što rezultira manjestvaranje ugljika-14. Mjerenje 14S u prstenovima drveća potvrđuje nisku aktivnost Sunca. 11-godišnji ciklus nije otkriven sve do 1840-ih, pa su promatranja prije tog vremena bila nepravilna.
Efemerna područja
Osim sunčevih pjega, postoji mnogo sićušnih dipola zvanih efemerna aktivna područja koja postoje u prosjeku manje od jednog dana i nalaze se na cijelom Suncu. Njihov broj doseže 600 dnevno. Iako su efemerna područja mala, mogu činiti značajan dio sunčevog magnetskog toka. Ali budući da su neutralni i prilično mali, vjerojatno ne igraju ulogu u evoluciji ciklusa i globalnog modela polja.
Prominence
Ovo je jedan od najljepših fenomena koji se može promatrati tijekom sunčeve aktivnosti. Oni su slični oblacima u Zemljinoj atmosferi, ali ih podržavaju magnetska polja, a ne toplinski tokovi.
Plazma iona i elektrona koji čine solarnu atmosferu ne može prijeći horizontalne linije polja, unatoč sili gravitacije. Prominencije se javljaju na granicama između suprotnih polariteta, gdje linije polja mijenjaju smjer. Stoga su pouzdani pokazatelji naglih prijelaza polja.
Kao i u kromosferi, prominencije su prozirne u bijeloj svjetlosti i, s izuzetkom potpunih pomrčina, treba ih promatrati u Hα (656, 28 nm). Tijekom pomrčine, crvena Hα linija daje ispupčenjima lijepu ružičastu nijansu. Njihova gustoća je mnogo manja od gustoće fotosfere, budući da je i onanekoliko sudara. Oni apsorbiraju zračenje odozdo i emitiraju ga u svim smjerovima.
Svjetlo koje se vidi sa Zemlje tijekom pomrčine je lišeno uzlaznih zraka, tako da prominencije izgledaju tamnije. Ali budući da je nebo još tamnije, na njegovoj pozadini izgledaju svijetlo. Njihova temperatura je 5000-50000 K.
Vrste istaknutosti
Postoje dvije glavne vrste istaknutosti: tiho i prijelazno. Prvi su povezani s magnetskim poljima velikih razmjera koja označavaju granice unipolarnih magnetskih područja ili skupina Sunčevih pjega. Budući da takva područja dugo žive, isto vrijedi i za mirne prominence. Mogu imati razne oblike – živice, viseće oblake ili lijeve, ali su uvijek dvodimenzionalni. Stabilna vlakna često postaju nestabilna i izbijaju, ali mogu i jednostavno nestati. Mirne prominencije žive nekoliko dana, ali na magnetskoj granici mogu nastati nove.
Prolazne izbočine sastavni su dio solarne aktivnosti. To uključuje mlazovi, koji su neorganizirana masa materijala izbačenog bakljom, i grudve, koje su kolimirane struje malih emisija. U oba slučaja, dio materije se vraća na površinu.
Izbočine u obliku petlje su posljedice ovih fenomena. Tijekom baklje, tok elektrona zagrijava površinu do milijuna stupnjeva, tvoreći vruće (više od 10 milijuna K) koronalne prominence. Oni snažno zrače, ohlađeni i lišeni oslonca, u obliku se spuštaju na površinuelegantne petlje, slijedeće magnetske linije sile.
Bljeskovi
Najspektakularniji fenomen povezan sa sunčevom aktivnošću su baklje, koje su oštro oslobađanje magnetske energije iz područja sunčevih pjega. Unatoč visokoj energiji, većina ih je gotovo nevidljiva u vidljivom frekvencijskom rasponu, budući da se emisija energije događa u prozirnoj atmosferi, a samo fotosfera, koja dosegne relativno niske razine energije, može se promatrati u vidljivom svjetlu.
Bakljevi se najbolje vide u Hα liniji, gdje svjetlina može biti 10 puta veća nego u susjednoj kromosferi i 3 puta veća nego u okolnom kontinuumu. U Hα će velika baklja prekriti nekoliko tisuća solarnih diskova, ali samo nekoliko malih svijetlih točaka pojavljuje se u vidljivom svjetlu. Energija oslobođena u ovom slučaju može doseći 1033 erg, što je jednako izlazu cijele zvijezde za 0,25 s. Većina te energije u početku se oslobađa u obliku visokoenergetskih elektrona i protona, a vidljivo zračenje je sekundarni učinak uzrokovan udarom čestica na kromosferu.
Vrste izbijanja
Raspon veličina baklji je širok - od gigantskih, koje bombardiraju Zemlju česticama, do jedva primjetnih. Obično se klasificiraju prema povezanim tokovima rendgenskih zraka s valnim duljinama 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 protoku od 3×10-5 W/m2. Ovaj pokazatelj nije linearan jer mjeri samo vrh, a ne ukupno zračenje. Energija koja se oslobađa u 3-4 najveće baklje svake godine jednaka je zbroju energija svih ostalih.
Vrste čestica koje stvaraju bljeskovi mijenjaju se ovisno o mjestu ubrzanja. Između Sunca i Zemlje nema dovoljno materijala za ionizirajuće sudare, pa oni zadržavaju svoje izvorno stanje ionizacije. Čestice ubrzane u koroni udarnim valovima pokazuju tipičnu koronalnu ionizaciju od 2 milijuna K. Čestice ubrzane u tijelu baklje imaju znatno veću ionizaciju i izuzetno visoke koncentracije He3, rijetkog izotopa helij samo s jednim neutronom.
Većina velikih baklji događa se u malom broju hiperaktivnih velikih skupina sunčevih pjega. Skupine su velike nakupine jednog magnetskog polariteta okružene suprotnim. Iako je predviđanje aktivnosti solarne baklje moguće zbog prisutnosti takvih formacija, istraživači ne mogu predvidjeti kada će se pojaviti, niti znaju što ih proizvodi.
Earth Impact
Osim što osigurava svjetlost i toplinu, Sunce utječe na Zemlju kroz ultraljubičasto zračenje, stalnu struju sunčevog vjetra i čestice velikih baklji. Ultraljubičasto zračenje stvara ozonski omotač, koji zauzvrat štiti planet.
Meke (duge valne) X-zrake iz solarne korone stvaraju slojeve ionosfere koji činemoguća kratkovalna radio komunikacija. U danima solarne aktivnosti, zračenje iz korone (polako varira) i baklji (impulzivno) se povećava kako bi se stvorio bolji reflektirajući sloj, ali se gustoća ionosfere povećava sve dok se radio valovi ne apsorbiraju i kratkovalna komunikacija nije ometena.
Teži (kraće valne duljine) rendgenski impulsi iz baklji ioniziraju najniži sloj ionosfere (D-sloj), stvarajući radio emisiju.
Zemljino rotirajuće magnetsko polje dovoljno je jako da blokira solarni vjetar, tvoreći magnetosferu oko koje teku čestice i polja. Na strani suprotnoj od svjetiljke, linije polja tvore strukturu koja se naziva geomagnetska perjanica ili rep. Kada se solarni vjetar poveća, dolazi do naglog povećanja Zemljinog polja. Kada se međuplanetarno polje prebaci u suprotnom smjeru od Zemljinog, ili kada ga oblaci velikih čestica udare, magnetska polja u oblaku se rekombiniraju i energija se oslobađa kako bi stvorila aurore.
Magnetske oluje i solarna aktivnost
Svaki put kada velika koronalna rupa kruži oko Zemlje, solarni vjetar se ubrzava i javlja se geomagnetska oluja. To stvara ciklus od 27 dana, posebno vidljiv na minimumu sunčevih pjega, što omogućuje 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 geomagnetske oluje. Ove pojave ometaju radio komunikaciju i stvaraju udare struje na dalekovodima i drugim dugim provodnicima.
Možda najintrigantniji od svih zemaljskih fenomena je mogući utjecaj sunčeve aktivnosti na klimu našeg planeta. Minimum Mounda čini se razumnim, ali postoje i drugi jasni učinci. Većina znanstvenika vjeruje da postoji važna veza, prikrivena brojnim drugim fenomenima.
Budući da nabijene čestice slijede magnetska polja, korpuskularno zračenje se ne opaža u svim velikim bakljama, već samo u onima koje se nalaze na zapadnoj hemisferi Sunca. Linije sile s njegove zapadne strane dopiru do Zemlje, usmjeravajući čestice tamo. Potonji su uglavnom protoni, jer je vodik dominantni sastavni element sunca. Mnoge čestice koje se kreću brzinom od 1000 km/s u sekundi stvaraju frontu udarnog vala. Protok niskoenergetskih čestica u velikim bakljama toliko je intenzivan da prijeti životima astronauta izvan Zemljinog magnetskog polja.
