Solens atmosfære domineres av en herlig rytme av flo og fjære av aktivitet. Solflekker, hvorav de største er synlige selv uten teleskop, er områder med ekstremt sterke magnetiske felt på overflaten av en stjerne. En typisk moden flekk er hvit og tusenfrydformet. Den består av en mørk sentral kjerne k alt umbra, som er en løkke av magnetisk fluks som strekker seg vertik alt nedenfra, og en lettere ring av fibre rundt den, k alt penumbra, der magnetfeltet strekker seg horisont alt utover.
Solflekker
På begynnelsen av det tjuende århundre. George Ellery Hale, ved å bruke sitt nye teleskop til å observere solaktivitet i sanntid, fant ut at spekteret av solflekker er likt det for kjølige røde stjerner av typen M. Dermed viste han at skyggen virker mørk fordi temperaturen bare er rundt 3000 K, mye mindre enn omgivelsestemperaturen på 5800 K.fotosfære. Magnet- og gasstrykket i stedet må balansere trykket rundt. Den må avkjøles slik at det indre trykket i gassen blir betydelig lavere enn det ytre. I de "kule" områdene er intensive prosesser. Solflekker avkjøles ved undertrykkelse av konveksjon, som overfører varme nedenfra, av et sterkt felt. Av denne grunn er den nedre grensen for størrelsen deres 500 km. Mindre flekker blir raskt varmet opp av omgivelsesstråling og ødelagt.
Til tross for manglende konveksjon er det mye organisert bevegelse i flekkene, mest i halvskygge der de horisontale linjene i feltet tillater det. Et eksempel på en slik bevegelse er Evershed-effekten. Dette er en strømning med en hastighet på 1 km/s i den ytre halvdelen av penumbraen, som strekker seg utover grensene i form av bevegelige objekter. Sistnevnte er elementer i magnetfeltet som strømmer utover over området rundt stedet. I kromosfæren over den vises den omvendte Evershed-strømmen som spiraler. Den indre halvdelen av penumbra beveger seg mot skyggen.
Solflekker svinger også. Når en flekk av fotosfæren kjent som "lysbroen" krysser skyggen, er det en rask horisontal flyt. Selv om skyggefeltet er for sterkt til å tillate bevegelse, er det raske svingninger med en periode på 150 s i kromosfæren like ovenfor. Over penumbra er det såk alte. vandrende bølger som forplanter seg radi alt utover med en periode på 300 sekunder.
Antall solflekker
Solaktivitet passerer systematisk over hele overflaten av stjernen mellom 40°breddegrad, som indikerer den globale naturen til dette fenomenet. Til tross for de betydelige svingningene i syklusen, er den generelt sett imponerende regelmessig, noe som fremgår av den veletablerte rekkefølgen i de numeriske og breddegradsmessige posisjonene til solflekkene.
I begynnelsen av perioden øker antallet grupper og deres størrelser raskt inntil etter 2–3 år maksim alt antall er nådd, og etter ytterligere ett år - maksim alt areal. Gjennomsnittlig levetid for en gruppe er omtrent en rotasjon av solen, men en liten gruppe kan bare vare 1 dag. De største solflekkgruppene og største utbruddene skjer vanligvis 2 eller 3 år etter at solflekkgrensen er nådd.
Kan ha opptil 10 grupper og 300 plasser, og en gruppe kan ha opptil 200. Syklusforløpet kan være uregelmessig. Selv nær maksimum kan antallet solflekker midlertidig reduseres betydelig.
11 års syklus
Antallet solflekker går tilbake til et minimum hvert 11. år. På dette tidspunktet er det flere små lignende formasjoner på solen, vanligvis på lave breddegrader, og i flere måneder kan de være helt fraværende. Nye solflekker begynner å dukke opp på høyere breddegrader, mellom 25° og 40°, med motsatt polaritet fra forrige syklus.
Samtidig kan nye flekker eksistere på høye breddegrader og gamle flekker på lave breddegrader. De første flekkene i den nye syklusen er små og lever bare noen få dager. Siden rotasjonsperioden er 27 dager (lengre på høyere breddegrader), kommer de vanligvis ikke tilbake, og nyere er nærmere ekvator.
For 11 års sykluskonfigurasjonen av den magnetiske polariteten til solflekkgrupper er den samme i en gitt halvkule og er i motsatt retning i den andre halvkule. Det endrer seg i neste periode. Dermed kan nye solflekker på høye breddegrader på den nordlige halvkule ha positiv polaritet og deretter negativ polaritet, og gruppene fra forrige syklus på lav breddegrad vil ha motsatt orientering.
Gradvis forsvinner gamle flekker, og nye dukker opp i stort antall og størrelser på lavere breddegrader. Utbredelsen deres er formet som en sommerfugl.
Full syklus
Fordi konfigurasjonen av den magnetiske polariteten til solflekkgrupper endres hvert 11. år, går den tilbake til samme verdi hvert 22. år, og denne perioden regnes som perioden for en fullstendig magnetisk syklus. I begynnelsen av hver periode har det totale feltet til Solen, bestemt av det dominerende feltet ved polen, samme polaritet som flekkene til den forrige. Når de aktive områdene brytes, deles den magnetiske fluksen inn i seksjoner med et positivt og et negativt fortegn. Etter at mange flekker dukker opp og forsvinner i samme sone, dannes det store unipolare områder med et eller annet tegn, som beveger seg mot den tilsvarende polen til Solen. Under hvert minimum ved polene dominerer fluksen til neste polaritet i den halvkulen, og dette er feltet sett fra jorden.
Men hvis alle magnetiske felt er balansert, hvordan deler de seg inn i store unipolare områder som styrer det polare feltet? Dette spørsmålet er ikke besvart. Felt som nærmer seg polene roterer saktere enn solflekker i ekvatorialområdet. Til slutt når de svake feltene polen og snur det dominerende feltet. Dette snur polariteten som de ledende plassene til de nye gruppene bør ta, og fortsetter dermed den 22-årige syklusen.
Historiske bevis
Selv om syklusen med solaktivitet har vært ganske regelmessig over flere århundrer, har det vært betydelige variasjoner i den. I 1955-1970 var det mye flere solflekker på den nordlige halvkule, og i 1990 dominerte de på den sørlige. De to syklusene, som nådde toppen i 1946 og 1957, var de største i historien.
Den engelske astronomen W alter Maunder fant bevis for en periode med lav magnetisk solaktivitet, noe som indikerer at svært få solflekker ble observert mellom 1645 og 1715. Selv om dette fenomenet først ble oppdaget rundt 1600, ble det registrert få observasjoner i denne perioden. Denne perioden kalles Mound minimum.
Erfarne observatører rapporterte at en ny gruppe flekker dukket opp som en stor begivenhet, og la merke til at de ikke hadde sett dem på mange år. Etter 1715 kom dette fenomenet tilbake. Det f alt sammen med den kaldeste perioden i Europa fra 1500 til 1850. Sammenhengen mellom disse fenomenene er imidlertid ikke bevist.
Det er noen bevis for andre lignende perioder med omtrent 500 års mellomrom. Når solaktiviteten er høy, blokkerer sterke magnetiske felt generert av solvinden høyenergiske galaktiske kosmiske stråler som nærmer seg jorden, noe som resulterer i mindredannelsen av karbon-14. Å måle 14С i treringer bekrefter solens lave aktivitet. Den 11-årige syklusen ble ikke oppdaget før på 1840-tallet, så observasjoner før den tiden var uregelmessige.
Efemere områder
I tillegg til solflekker, er det mange bittesmå dipoler k alt flyktige aktive regioner som eksisterer i gjennomsnitt mindre enn en dag og som finnes i hele solen. Antallet deres når 600 per dag. Selv om de flyktige områdene er små, kan de utgjøre en betydelig del av solens magnetiske fluks. Men siden de er nøytrale og ganske små, spiller de sannsynligvis ingen rolle i utviklingen av syklusen og den globale feltmodellen.
Prominences
Dette er et av de vakreste fenomenene som kan observeres under solaktivitet. De ligner på skyer i jordens atmosfære, men støttes av magnetiske felt i stedet for varmeflukser.
Plasmaet av ioner og elektroner som utgjør solatmosfæren kan ikke krysse horisontale feltlinjer, til tross for tyngdekraften. Prominenser oppstår ved grensene mellom motsatte polariteter, hvor feltlinjene endrer retning. Dermed er de pålitelige indikatorer på brå feltoverganger.
Som i kromosfæren er prominenser transparente i hvitt lys, og med unntak av totale formørkelser bør de observeres i Hα (656, 28 nm). Under en formørkelse gir den røde Hα-linjen prominensene en vakker rosa nyanse. Deres tetthet er mye lavere enn for fotosfæren, siden den også er detfå kollisjoner. De absorberer stråling nedenfra og sender den ut i alle retninger.
Lyset sett fra jorden under en formørkelse er blottet for stigende stråler, så prominensene ser mørkere ut. Men siden himmelen er enda mørkere, ser de lyse ut mot bakgrunnen. Temperaturen deres er 5000–50000 K.
Typer of prominences
Det er to hovedtyper av prominenser: stille og overgangsbestemt. Førstnevnte er assosiert med magnetiske felt i stor skala som markerer grensene til unipolare magnetiske områder eller solflekkgrupper. Siden slike områder lever i lang tid, gjelder det samme for stille prominenser. De kan ha forskjellige former - hekker, suspenderte skyer eller trakter, men de er alltid todimensjonale. Stabile filamenter blir ofte ustabile og bryter ut, men kan også rett og slett forsvinne. Rolige prominenser lever i flere dager, men nye kan dannes ved den magnetiske grensen.
Forbigående prominenser er en integrert del av solaktiviteten. Disse inkluderer jetfly, som er en uorganisert masse materiale som kastes ut av en fakkel, og klumper, som er kollimerte strømmer med små utslipp. I begge tilfeller kommer noe av materien tilbake til overflaten.
Sløyfeformede prominenser er konsekvensene av disse fenomenene. Under fakkelen varmer elektronstrømmen overflaten opp til millioner av grader, og danner varme (mer enn 10 millioner K) koronale prominenser. De stråler sterkt, blir avkjølt og fratatt støtte, faller ned til overflaten i formelegante løkker som følger de magnetiske kraftlinjene.
Blinker
Det mest spektakulære fenomenet knyttet til solaktivitet er fakler, som er en skarp frigjøring av magnetisk energi fra området med solflekker. Til tross for høy energi er de fleste av dem nesten usynlige i det synlige frekvensområdet, siden energiutslippet skjer i en gjennomsiktig atmosfære, og bare fotosfæren, som når relativt lave energinivåer, kan observeres i synlig lys.
Flares sees best i Hα-linjen, der lysstyrken kan være 10 ganger større enn i nabokromosfæren, og 3 ganger høyere enn i kontinuumet rundt. I Hα vil en stor fakkel dekke flere tusen solskiver, men bare noen få små lyspunkter vises i synlig lys. Energien som frigjøres i dette tilfellet kan nå 1033 erg, som er lik utgangen til hele stjernen på 0,25 s. Mesteparten av denne energien frigjøres i utgangspunktet i form av høyenergielektroner og protoner, og synlig stråling er en sekundæreffekt forårsaket av partikkelpåvirkning på kromosfæren.
Typer utbrudd
Størrelsesspekteret av fakler er bredt - fra gigantiske, bombarderende jorda med partikler, til knapt merkbare. De er vanligvis klassifisert etter tilhørende røntgenstrømmer med bølgelengder fra 1 til 8 ångstrøm: Cn, Mn eller Xn for mer enn 10-6, 10-5 henholdsvis og 10-4 W/m2. Så M3 på jorden tilsvarer en 3× fluks10-5 W/m2. Denne indikatoren er ikke lineær da den kun måler toppen og ikke den totale strålingen. Energien som frigjøres i de 3-4 største blusene hvert år tilsvarer summen av energiene til alle de andre.
Partikler skapt av blink endres avhengig av akselerasjonsstedet. Det er ikke nok materiale mellom solen og jorden for ioniserende kollisjoner, så de beholder sin opprinnelige ioniseringstilstand. Partikler akselerert i koronaen av sjokkbølger viser en typisk koronal ionisering på 2 millioner K. Partikler akselerert i fakkellegemet har betydelig høyere ionisering og ekstremt høye konsentrasjoner av He3, en sjelden isotop av helium bare med ett nøytron.
De fleste store bluss oppstår i et lite antall hyperaktive store solflekkgrupper. Grupper er store klynger med én magnetisk polaritet omgitt av den motsatte. Selv om forutsigelse av solfakkelaktivitet er mulig på grunn av tilstedeværelsen av slike formasjoner, kan forskerne ikke forutsi når de vil dukke opp, og vet ikke hva som produserer dem.
Earth Impact
I tillegg til å gi lys og varme, påvirker solen jorden gjennom ultrafiolett stråling, en konstant strøm av solvind og partikler fra store fakler. Ultrafiolett stråling skaper ozonlaget, som igjen beskytter planeten.
Myke (lang bølgelengde) røntgenstråler fra solkoronaen lager lag av ionosfæren som lagermulig kortbølgeradiokommunikasjon. På dager med solaktivitet øker strålingen fra koronaen (som varierer sakte) og fakler (impulsiv) for å skape et bedre reflekterende lag, men tettheten til ionosfæren øker til radiobølger absorberes og kortbølgekommunikasjon hindres.
Hardere (kortere bølgelengde) Røntgenpulser fra fakler ioniserer det nederste laget av ionosfæren (D-laget), og skaper radiostråling.
Jordens roterende magnetfelt er sterkt nok til å blokkere solvinden, og danner en magnetosfære som partikler og felt strømmer rundt. På siden motsatt armaturet danner feltlinjene en struktur som kalles den geomagnetiske skyen eller halen. Når solvinden øker, er det en kraftig økning i jordas felt. Når det interplanetariske feltet veksler i motsatt retning av jordens, eller når store partikkelskyer treffer det, rekombinerer magnetfeltene i skyen og energi frigjøres for å lage nordlys.
Magnetiske stormer og solaktivitet
Hver gang et stort koron alt hull går i bane rundt jorden, akselererer solvinden og en geomagnetisk storm oppstår. Dette skaper en 27-dagers syklus, spesielt merkbar ved solflekk-minimum, som gjør det mulig å forutsi solaktivitet. Store fakler og andre fenomener forårsaker koronale masseutkast, skyer av energiske partikler som danner en ringstrøm rundt magnetosfæren, og forårsaker kraftige svingninger i jordas felt, k alt geomagnetiske stormer. Disse fenomenene forstyrrer radiokommunikasjon og skaper strømstøt på langdistanselinjer og andre lange ledere.
Kanskje det mest spennende av alle jordiske fenomener er den mulige innvirkningen av solaktivitet på klimaet på planeten vår. Mound-minimumet virker rimelig, men det er andre klare effekter. De fleste forskere mener at det er en viktig sammenheng, maskert av en rekke andre fenomener.
Fordi ladede partikler følger magnetiske felt, observeres ikke korpuskulær stråling i alle store fakler, men bare i de som befinner seg på den vestlige halvkule av solen. Kraftlinjer fra dens vestlige side når jorden og dirigerer partikler dit. Sistnevnte er for det meste protoner, fordi hydrogen er det dominerende elementet i solen. Mange partikler som beveger seg med en hastighet på 1000 km/s sekund skaper en sjokkbølgefront. Strømmen av lavenergipartikler i store fakler er så intens at den truer livet til astronauter utenfor jordens magnetfelt.
