Saulės atmosferoje vyrauja nuostabus veiklos atoslūgių ir atoslūgių ritmas. Saulės dėmės, iš kurių didžiausios matomos net be teleskopo, yra itin stiprių magnetinių laukų zonos žvaigždės paviršiuje. Tipiška subrendusi dėmė yra b alta ir ramunės formos. Jį sudaro tamsi centrinė šerdis, vadinama umbra, kuri yra magnetinio srauto kilpa, besitęsianti vertikaliai iš apačios, ir šviesesnis skaidulų žiedas aplink jį, vadinamas penumbra, kuriame magnetinis laukas tęsiasi į išorę horizontaliai.
Saulės dėmės
Dvidešimtojo amžiaus pradžioje. George'as Ellery Hale'as, naudodamas savo naująjį teleskopą saulės aktyvumui realiuoju laiku stebėti, nustatė, kad saulės dėmių spektras yra panašus į š altų raudonų M tipo žvaigždžių spektrą. Taigi jis parodė, kad šešėlis atrodo tamsus, nes jo temperatūra yra tik apie 3000 K, daug mažesnė nei aplinkos temperatūra 5800 K.fotosfera. Magnetinis ir dujų slėgis taške turi subalansuoti aplinkinį slėgį. Jis turi būti atvėsintas taip, kad vidinis dujų slėgis taptų žymiai mažesnis nei išorinis. „Vietose“zonose vyksta intensyvūs procesai. Saulės dėmės vėsinamos slopinant konvekciją, kuri perduoda šilumą iš apačios, stipriu lauku. Dėl šios priežasties apatinė jų dydžio riba yra 500 km. Mažesnės dėmės greitai įkaista dėl aplinkos spinduliuotės ir sunaikinamos.
Nepaisant konvekcijos trūkumo, dėmėse yra daug organizuoto judėjimo, dažniausiai daliniame pavėsyje, kur tai leidžia horizontalios lauko linijos. Tokio judėjimo pavyzdys yra Evershed efektas. Tai srautas, kurio greitis yra 1 km/s išorinėje pustryčio pusėje, kuris judančių objektų pavidalu tęsiasi už savo ribų. Pastarieji yra magnetinio lauko elementai, kurie teka į išorę per tašką supančią sritį. Virš jo esančioje chromosferoje atvirkštinis Evershedo srautas atrodo kaip spiralės. Vidinė puslapio pusė juda šešėlio link.
Saulės dėmės taip pat svyruoja. Kai fotosferos lopinėlis, žinomas kaip „šviesos tiltas“, kerta šešėlį, vyksta greitas horizontalus srautas. Nors šešėlio laukas yra per stiprus, kad leistų judėti, chromosferoje, esančioje aukščiau, vyksta greiti svyravimai, kurių laikotarpis yra 150 s. Virš penumbra yra vadinamieji. sklindančios bangos, sklindančios radialiai į išorę per 300 s.
Saulės dėmių skaičius
Saulės aktyvumas sistemingai sklinda per visą žvaigždės paviršių tarp 40°platuma, kuri rodo globalų šio reiškinio pobūdį. Nepaisant didelių ciklo svyravimų, jis apskritai yra įspūdingai reguliarus, kaip rodo nusistovėjusi saulės dėmių skaičiaus ir platumos padėties tvarka.
Laikotarpio pradžioje grupių skaičius ir jų dydžiai sparčiai didėja, kol po 2–3 metų pasiekiamas maksimalus skaičius, o dar po metų - maksimalus plotas. Vidutinė grupės gyvenimo trukmė yra maždaug vienas Saulės apsisukimas, tačiau nedidelė grupė gali trukti tik 1 dieną. Didžiausios saulės dėmių grupės ir didžiausi išsiveržimai paprastai atsiranda praėjus 2 ar 3 metams po to, kai pasiekiama saulės dėmių riba.
Gali turėti iki 10 grupių ir 300 taškų, o vienoje grupėje gali būti iki 200. Ciklo eiga gali būti netaisyklinga. Net ir artėjant prie maksimumo, saulės dėmių skaičius gali laikinai labai sumažėti.
11 metų ciklas
Saulės dėmių skaičius mažėja maždaug kas 11 metų. Šiuo metu Saulėje yra keletas mažų panašių darinių, dažniausiai žemose platumose, ir mėnesius jų gali visai nebūti. Didesnėse platumose, tarp 25° ir 40°, pradeda atsirasti naujų saulės dėmių, kurių poliškumas yra priešingas nei ankstesniame cikle.
Tuo pačiu metu didelėse platumose gali atsirasti naujų dėmių, o žemose platumose – senų dėmių. Pirmosios naujojo ciklo dėmės yra mažos ir gyvena vos kelias dienas. Kadangi sukimosi laikotarpis yra 27 dienos (didesnėse platumose ilgesnis), jie dažniausiai negrįžta, o naujesni yra arčiau pusiaujo.
11 metų ciklassaulės dėmių grupių magnetinio poliškumo konfigūracija tam tikrame pusrutulyje yra tokia pati, o kitame pusrutulyje yra priešinga kryptimi. Kitu laikotarpiu jis pasikeis. Taigi naujos saulės dėmės didelėse platumose šiauriniame pusrutulyje gali turėti teigiamą poliškumą, o vėliau neigiamą poliškumą, o grupės iš ankstesnio ciklo žemoje platumoje turės priešingą orientaciją.
Pamažu senos dėmės išnyksta, o žemesnėse platumose atsiranda daug ir daug naujų. Jų pasiskirstymas yra drugelio formos.
Visas ciklas
Kadangi saulės dėmių grupių magnetinio poliškumo konfigūracija keičiasi kas 11 metų, ji grįžta į tą pačią reikšmę kas 22 metus, ir šis laikotarpis laikomas viso magnetinio ciklo periodu. Kiekvieno periodo pradžioje bendras Saulės laukas, nulemtas ašigalio dominuojančio lauko, turi tokį patį poliškumą kaip ir ankstesnio dėmės. Kai aktyvios sritys nutrūksta, magnetinis srautas yra padalintas į dalis su teigiamu ir neigiamu ženklu. Daugybei dėmių atsiradus ir išnykus toje pačioje zonoje, susidaro dideli vienpoliai su vienu ar kitu ženklu, kurie juda link atitinkamo Saulės ašigalio. Per kiekvieną minimumą ties ašigaliais dominuoja kito poliškumo srautas tame pusrutulyje, ir tai yra laukas, žiūrint iš Žemės.
Bet jei visi magnetiniai laukai yra subalansuoti, kaip jie skirstomi į didelius vienpolius regionus, kurie valdo polinį lauką? Į šį klausimą neatsakyta. Laukai, artėjantys prie ašigalių, sukasi lėčiau nei saulės dėmės pusiaujo regione. Galiausiai silpni laukai pasiekia ašigalį ir apverčia dominuojančią lauką. Tai pakeičia poliškumą, kurį turėtų užimti pirmaujančios naujųjų grupių vietos, taip tęsiant 22 metų ciklą.
Istorijos įrodymai
Nors Saulės aktyvumo ciklas kelis šimtmečius buvo gana reguliarus, jis labai skyrėsi. 1955-1970 metais šiauriniame pusrutulyje saulės dėmių buvo daug daugiau, o 1990 metais jos dominavo pietiniame. Du ciklai, pasiekę piką 1946 ir 1957 m., buvo didžiausi istorijoje.
Anglų astronomas W alteris Maunderis rado įrodymų, kad saulės magnetinis aktyvumas buvo mažas, o tai rodo, kad 1645–1715 m. buvo pastebėta labai mažai saulės dėmių. Nors šis reiškinys pirmą kartą buvo aptiktas apie 1600 m., šiuo laikotarpiu pastebėta nedaug. Šis laikotarpis vadinamas piliakalnio minimumu.
Patyrę stebėtojai pranešė apie naujos dėmių grupės atsiradimą kaip puikų įvykį ir pažymėjo, kad jų nematė daug metų. Po 1715 metų šis reiškinys sugrįžo. Tai sutapo su šalčiausiu laikotarpiu Europoje nuo 1500 iki 1850 m. Tačiau ryšys tarp šių reiškinių neįrodytas.
Yra įrodymų apie kitus panašius laikotarpius maždaug 500 metų intervalais. Kai saulės aktyvumas yra didelis, saulės vėjo sukuriami stiprūs magnetiniai laukai blokuoja didelės energijos galaktikos kosminius spindulius, artėjančius prie Žemės, todėl mažiauanglies-14 susidarymas. 14С matavimas medžių žieduose patvirtina mažą Saulės aktyvumą. 11 metų ciklas buvo aptiktas tik 1840 m., todėl stebėjimai iki to laiko buvo nereguliarūs.
Efemeriškos sritys
Be saulės dėmių, yra daug mažyčių dipolių, vadinamų trumpalaikiais aktyviais regionais, kurie egzistuoja vidutiniškai mažiau nei dieną ir aptinkami visoje Saulėje. Jų skaičius siekia 600 per dieną. Nors trumpalaikiai regionai yra maži, jie gali sudaryti didelę saulės magnetinio srauto dalį. Tačiau kadangi jie yra neutralūs ir gana maži, jie tikriausiai neatlieka jokio vaidmens ciklo ir pasaulinio lauko modelio raidoje.
Iškilimai
Tai vienas gražiausių reiškinių, kurį galima pastebėti saulės aktyvumo metu. Jie panašūs į Žemės atmosferos debesis, tačiau juos palaiko magnetiniai laukai, o ne šilumos srautai.
Jonų ir elektronų, sudarančių Saulės atmosferą, plazma negali kirsti horizontalių lauko linijų, nepaisant gravitacijos jėgos. Iškilimai atsiranda ties ribomis tarp priešingų poliarų, kur lauko linijos keičia kryptį. Taigi jie yra patikimi staigių lauko perėjimų rodikliai.
Kaip ir chromosferoje, b altoje šviesoje iškilimai yra skaidrūs ir, išskyrus visiškus užtemimus, turėtų būti stebimi Hα (656, 28 nm). Užtemimo metu raudona Hα linija suteikia iškilimams gražų rausvą atspalvį. Jų tankis yra daug mažesnis nei fotosferos, nes jis taip pat yranedaug susidūrimų. Jie sugeria spinduliuotę iš apačios ir skleidžia ją visomis kryptimis.
Užtemimo metu iš Žemės matoma šviesa neturi kylančių spindulių, todėl iškilimai atrodo tamsesni. Tačiau kadangi dangus dar tamsesnis, jo fone jie atrodo šviesūs. Jų temperatūra yra 5000–50000 K.
Iškilimų tipai
Yra du pagrindiniai iškilimų tipai: tylūs ir pereinamieji. Pirmieji yra susiję su didelio masto magnetiniais laukais, kurie žymi vienpolių magnetinių regionų arba saulės dėmių grupių ribas. Kadangi tokios vietovės gyvena ilgą laiką, tas pats pasakytina ir apie ramius iškilimus. Jie gali būti įvairių formų – gyvatvorių, kabančių debesų ar piltuvėlių, tačiau visada yra dvimačiai. Stabilios gijos dažnai tampa nestabilios ir išsiveržia, bet taip pat gali tiesiog išnykti. Ramūs iškilimai gyvena keletą dienų, tačiau ties magnetine riba gali atsirasti naujų.
Laikini iškilimai yra neatsiejama saulės aktyvumo dalis. Tai apima purkštukus, kurie yra netvarkinga medžiagos masė, kurią išstumia blyksnis, ir gumulėlius, kurie yra kolimuoti nedidelių emisijų srautai. Abiem atvejais dalis materijos grįžta į paviršių.
Kilpos formos iškilimai yra šių reiškinių pasekmė. Blyksnio metu elektronų srautas įkaitina paviršių iki milijonų laipsnių, suformuodamas karštus (daugiau nei 10 mln. K) vainikinius iškilimus. Jie stipriai spinduliuoja, atvėsę ir netekę atramos, formoje nusileidžia į paviršiųelegantiškos kilpos, laikančios magnetines jėgos linijas.
Blyksniai
Įspūdingiausias reiškinys, susijęs su saulės aktyvumu, yra blyksniai, kurie yra staigus magnetinės energijos išsiskyrimas iš saulės dėmių srities. Nepaisant didelės energijos, dauguma jų yra beveik nematomi matomame dažnių diapazone, nes energijos emisija vyksta skaidrioje atmosferoje, o matomoje šviesoje galima stebėti tik fotosferą, kuri pasiekia santykinai žemą energijos lygį.
Blyksniai geriausiai matomi Hα linijoje, kur ryškumas gali būti 10 kartų didesnis nei gretimoje chromosferoje ir 3 kartus didesnis nei aplinkiniame kontinuume. Hα didelis blyksnis apims kelis tūkstančius saulės diskų, tačiau matomoje šviesoje atsiranda tik kelios mažos ryškios dėmės. Šiuo atveju išsiskirianti energija gali siekti 1033 erg, kuri yra lygi visos žvaigždės išeigai per 0,25 s. Didžioji šios energijos dalis iš pradžių išsiskiria didelės energijos elektronų ir protonų pavidalu, o matoma spinduliuotė yra antrinis poveikis, kurį sukelia dalelių poveikis chromosferai.
Protrūkių tipai
Blyksnių dydžių diapazonas yra platus – nuo milžiniškų, bombarduojančių Žemę dalelėmis, iki vos pastebimų. Paprastai jie klasifikuojami pagal su jais susijusius rentgeno spindulių srautus, kurių bangos ilgis yra nuo 1 iki 8 angstremų: Cn, Mn arba Xn daugiau nei 10-6, 10-5 ir 10-4 W/m2. Taigi M3 Žemėje atitinka 3 × srautą10-5 W/m2. Šis indikatorius nėra tiesinis, nes matuoja tik piką, o ne bendrą spinduliuotę. Energija, išsiskirianti per 3–4 didžiausius pliūpsnius kiekvienais metais, yra lygi visų kitų energijų sumai.
Blyksnių sukuriamų dalelių tipai keičiasi priklausomai nuo pagreičio vietos. Tarp Saulės ir Žemės nėra pakankamai medžiagos jonizuojantiems susidūrimams, todėl jie išlaiko pradinę jonizacijos būseną. Smūginėmis bangomis vainikinėje paspartintos dalelės rodo tipišką 2 milijonų K vainikinę jonizaciją. Blyksnio korpuse pagreitintos dalelės pasižymi žymiai didesne jonizacija ir itin didele He3, reto izotopo, koncentracija. helis tik su vienu neutronu.
Dauguma didelių protrūkių atsiranda keliose hiperaktyviose didelėse saulės dėmių grupėse. Grupės yra didelės vieno magnetinio poliškumo sankaupos, apsuptos priešingo poliškumo. Nors Saulės žybsnių aktyvumą galima numatyti dėl tokių darinių, mokslininkai negali numatyti, kada jie pasirodys, ir nežino, kas juos sukuria.
Earth Impact
Be šviesos ir šilumos, Saulė veikia Žemę per ultravioletinę spinduliuotę, nuolatinį saulės vėjo srautą ir dalelių iš didelių žybsnių. Ultravioletinė spinduliuotė sukuria ozono sluoksnį, kuris savo ruožtu apsaugo planetą.
Minkšti (ilgo bangos ilgio) rentgeno spinduliai iš Saulės vainiko sukuria jonosferos sluoksnius,galimas trumpųjų bangų radijo ryšys. Saulės aktyvumo dienomis vainiko (lėtai kintančio) ir blyksnių (impulsinių) spinduliuotė didėja, kad susidarytų geriau atspindintis sluoksnis, tačiau jonosferos tankis didėja, kol radijo bangos sugeriamos ir trumpųjų bangų ryšys trukdomas.
Sunkesni (trumpesnio bangos ilgio) blyksnių rentgeno impulsai jonizuoja žemiausią jonosferos sluoksnį (D sluoksnį), sukurdami radijo spinduliuotę.
Žemės besisukantis magnetinis laukas yra pakankamai stiprus, kad blokuotų saulės vėją, sudarydamas magnetosferą, aplink kurią teka dalelės ir laukai. Šone, priešingoje šviestuvui, lauko linijos sudaro struktūrą, vadinamą geomagnetiniu plunksnu arba uodega. Padidėjus saulės vėjui, Žemės laukas smarkiai padidėja. Kai tarpplanetinis laukas pasikeičia priešinga Žemės kryptimi arba kai į jį patenka dideli dalelių debesys, magnetiniai laukai plunksnoje rekombinuojasi ir išleidžiama energija, sukuriant pašvaistę.
Magnetinės audros ir saulės aktyvumas
Kiekvieną kartą, kai aplink Žemę apskrieja didelė vainikinė skylė, saulės vėjas įsibėgėja ir kyla geomagnetinė audra. Taip sukuriamas 27 dienų ciklas, ypač pastebimas esant saulės dėmių minimumui, todėl galima numatyti saulės aktyvumą. Dideli blyksniai ir kiti reiškiniai sukelia vainikinių masių išmetimus, energetinių dalelių debesis, kurie aplink magnetosferą suformuoja žiedinę srovę, sukeliančią staigius Žemės lauko svyravimus, vadinamus geomagnetinėmis audrom. Šie reiškiniai sutrikdo radijo ryšį ir sukuria galios viršįtampius tolimojo susisiekimo linijose ir kituose ilguose laiduose.
Bene labiausiai intriguojantis iš visų žemiškų reiškinių yra galimas saulės aktyvumo poveikis mūsų planetos klimatui. Piliakalnio minimumas atrodo pagrįstas, tačiau yra ir kitų aiškių padarinių. Dauguma mokslininkų mano, kad egzistuoja svarbus ryšys, užmaskuotas daugelio kitų reiškinių.
Kadangi įkrautos dalelės seka magnetinius laukus, korpuskulinė spinduliuotė stebima ne visuose dideliuose blyksteliuose, o tik tuose, kurie yra vakariniame Saulės pusrutulyje. Jėgos linijos iš jos vakarinės pusės pasiekia Žemę, nukreipdamos ten daleles. Pastarieji dažniausiai yra protonai, nes vandenilis yra dominuojantis saulės elementas. Daugelis dalelių, judančių 1000 km/s greičiu, sukuria smūginės bangos frontą. Mažos energijos dalelių srautas dideliais blyksniais yra toks intensyvus, kad kelia grėsmę astronautų gyvybei už Žemės magnetinio lauko ribų.
