Solens atmosfär domineras av en underbar rytm av ebb och flöde av aktivitet. Solfläckar, av vilka de största är synliga även utan teleskop, är områden med extremt starka magnetfält på ytan av en stjärna. En typisk mogen fläck är vit och prästkrageformad. Den består av en mörk central kärna som kallas umbra, som är en ögla av magnetiskt flöde som sträcker sig vertik alt underifrån, och en ljusare ring av fibrer runt den, kallad penumbra, i vilken magnetfältet sträcker sig utåt horisontellt.
Solfläckar
I början av nittonhundratalet. George Ellery Hale, som använde sitt nya teleskop för att observera solaktivitet i re altid, fann att spektrumet av solfläckar liknar det för kalla röda stjärnor av M-typ. Således visade han att skuggan verkar mörk eftersom dess temperatur bara är cirka 3000 K, mycket mindre än omgivningstemperaturen på 5800 K.fotosfär. Magnet- och gastrycket i platsen måste balansera det omgivande trycket. Den måste kylas så att gasens inre tryck blir betydligt lägre än det yttre. I de "coola" områdena är intensiva processer. Solfläckar kyls ned genom undertryckning av konvektion, som överför värme underifrån, av ett starkt fält. Av denna anledning är den nedre gränsen för deras storlek 500 km. Mindre fläckar värms snabbt upp av omgivande strålning och förstörs.
Trots avsaknaden av konvektion är det mycket organiserad rörelse i fläckarna, mestadels i halvskugga där de horisontella linjerna i fältet tillåter det. Ett exempel på en sådan rörelse är Evershed-effekten. Detta är ett flöde med en hastighet på 1 km/s i den yttre halvan av penumbra, som sträcker sig utanför dess gränser i form av rörliga föremål. De senare är element i magnetfältet som flyter utåt över området som omger fläcken. I kromosfären ovanför den uppträder det omvända Evershed-flödet som spiraler. Den inre halvan av penumbra rör sig mot skuggan.
Solfläckar fluktuerar också. När en del av fotosfären känd som "ljusbron" korsar skuggan, sker ett snabbt horisontellt flöde. Även om skuggfältet är för starkt för att tillåta rörelse finns det snabba svängningar med en period på 150 s i kromosfären strax ovanför. Ovanför penumbra finns sk. vandringsvågor som fortplantar sig radiellt utåt med en 300-speriod.
Antal solfläckar
Solaktiviteten passerar systematiskt över hela stjärnans yta mellan 40°latitud, vilket indikerar detta fenomens globala natur. Trots de betydande fluktuationerna i cykeln är den överlag imponerande regelbunden, vilket framgår av den väletablerade ordningen i solfläckarnas numeriska och latitudinella positioner.
I början av perioden ökar antalet grupper och deras storlekar snabbt tills efter 2–3 år det maximala antalet uppnås, och efter ytterligare ett år - det maximala området. Den genomsnittliga livslängden för en grupp är ungefär en rotation av solen, men en liten grupp kan bara vara 1 dag. De största solfläcksgrupperna och största utbrotten inträffar vanligtvis 2 eller 3 år efter att solfläcksgränsen har nåtts.
Kan ha upp till 10 grupper och 300 platser, och en grupp kan ha upp till 200. Cykelförloppet kan vara oregelbundet. Till och med nära maxgränsen kan antalet solfläckar tillfälligt minska avsevärt.
11-årscykel
Antalet solfläckar återgår till ett minimum ungefär vart elfte år. Vid denna tidpunkt finns det flera små liknande formationer på solen, vanligtvis på låga breddgrader, och i månader kan de vara helt frånvarande. Nya solfläckar börjar dyka upp på högre breddgrader, mellan 25° och 40°, med motsatt polaritet från föregående cykel.
Samtidigt kan nya fläckar finnas på höga breddgrader och gamla fläckar på låga breddgrader. De första fläckarna i den nya cykeln är små och lever bara några dagar. Eftersom rotationsperioden är 27 dagar (längre på högre breddgrader) kommer de vanligtvis inte tillbaka, och nyare är närmare ekvatorn.
För 11 års cykelkonfigurationen av den magnetiska polariteten för solfläcksgrupper är densamma i en given halvklot och är i motsatt riktning i den andra halvklotet. Det ändras under nästa period. Sålunda kan nya solfläckar på höga latituder på norra halvklotet ha en positiv polaritet och sedan en negativ polaritet, och grupperna från föregående cykel på låg latitud kommer att ha motsatt orientering.
Småningom försvinner gamla fläckar och nya dyker upp i stort antal och storlekar på lägre breddgrader. Deras utbredning är formad som en fjäril.
Full cykel
Eftersom konfigurationen av den magnetiska polariteten för solfläcksgrupper ändras vart 11:e år, återgår den till samma värde vart 22:e år, och denna period anses vara perioden för en fullständig magnetisk cykel. I början av varje period har solens totala fält, bestämt av det dominerande fältet vid polen, samma polaritet som fläckarna för den föregående. När de aktiva områdena bryts delas det magnetiska flödet upp i sektioner med ett positivt och ett negativt tecken. Efter att många fläckar dykt upp och försvunnit i samma zon bildas stora unipolära områden med ett eller annat tecken, som rör sig mot solens motsvarande pol. Under varje minimum vid polerna dominerar flödet av nästa polaritet i den halvklotet, och detta är fältet sett från jorden.
Men om alla magnetfält är balanserade, hur delas de upp i stora unipolära områden som styr det polära fältet? Denna fråga har inte besvarats. Fält som närmar sig polerna roterar långsammare än solfläckar i ekvatorområdet. Så småningom når de svaga fälten polen och vänder det dominerande fältet. Detta vänder den polaritet som de nya gruppernas ledande platser bör ta, och fortsätter på så sätt den 22-åriga cykeln.
Historiska bevis
Även om cykeln för solaktivitet har varit ganska regelbunden under flera århundraden, har det funnits betydande variationer i den. 1955-1970 fanns det mycket fler solfläckar på norra halvklotet och 1990 dominerade de på det södra. De två cyklerna, som nådde sin topp 1946 och 1957, var de största i historien.
Den engelske astronomen W alter Maunder hittade bevis för en period av låg magnetisk solaktivitet, vilket tyder på att väldigt få solfläckar observerades mellan 1645 och 1715. Även om detta fenomen först upptäcktes runt 1600, registrerades få iakttagelser under denna period. Denna period kallas Mound minimum.
Erfarna observatörer rapporterade uppkomsten av en ny grupp fläckar som en stor händelse och noterade att de inte hade sett dem på många år. Efter 1715 återkom detta fenomen. Det sammanföll med den kallaste perioden i Europa från 1500 till 1850. Sambandet mellan dessa fenomen har dock inte bevisats.
Det finns bevis för andra liknande perioder med ungefär 500 års intervall. När solaktiviteten är hög blockerar starka magnetfält som genereras av solvinden högenergi galaktiska kosmiska strålar som närmar sig jorden, vilket resulterar i mindrebildandet av kol-14. Att mäta 14С i trädringar bekräftar solens låga aktivitet. 11-årscykeln upptäcktes inte förrän på 1840-talet, så observationer före den tiden var oregelbundna.
Efemära områden
Förutom solfläckar finns det många små dipoler som kallas efemera aktiva regioner som finns i genomsnitt mindre än ett dygn och som finns i hela solen. Deras antal når 600 per dag. Även om de tillfälliga regionerna är små, kan de utgöra en betydande del av solens magnetiska flöde. Men eftersom de är neutrala och ganska små spelar de förmodligen ingen roll i utvecklingen av cykeln och den globala fältmodellen.
Prominences
Detta är ett av de vackraste fenomenen som kan observeras under solaktivitet. De liknar moln i jordens atmosfär, men stöds av magnetiska fält snarare än värmeflöden.
Plasman av joner och elektroner som utgör solatmosfären kan inte korsa horisontella fältlinjer, trots tyngdkraften. Prominenser förekommer vid gränserna mellan motsatta polariteter, där fältlinjerna ändrar riktning. De är alltså pålitliga indikatorer på abrupta fältövergångar.
Som i kromosfären är prominenser genomskinliga i vitt ljus och bör, med undantag för totalförmörkelser, observeras i Hα (656, 28 nm). Under en förmörkelse ger den röda Hα-linjen prominenserna en vacker rosa nyans. Deras densitet är mycket lägre än fotosfärens, eftersom det också är detfå kollisioner. De absorberar strålning underifrån och avger den i alla riktningar.
Ljuset som ses från jorden under en förmörkelse saknar uppåtgående strålar, så prominenserna ser mörkare ut. Men eftersom himlen är ännu mörkare ser de ljusa ut mot dess bakgrund. Deras temperatur är 5000-50000 K.
Typer of prominences
Det finns två huvudtyper av prominenser: tysta och övergångsmässiga. De förra är förknippade med storskaliga magnetfält som markerar gränserna för unipolära magnetiska områden eller solfläcksgrupper. Eftersom sådana områden lever under lång tid, gäller detsamma för tysta prominenser. De kan ha olika former - häckar, svävande moln eller trattar, men de är alltid tvådimensionella. Stabila filament blir ofta instabila och bryter ut, men kan också helt enkelt försvinna. Lugna prominenser lever i flera dagar, men nya kan bildas vid den magnetiska gränsen.
Transienta prominenser är en integrerad del av solaktiviteten. Dessa inkluderar jetstrålar, som är en oorganiserad massa av material som skjuts ut av en flamma, och klumpar, som är kollimerade strömmar av små utsläpp. I båda fallen återkommer en del av materien till ytan.
Slingaformade prominenser är konsekvenserna av dessa fenomen. Under flare värmer elektronflödet ytan upp till miljoner grader och bildar varma (mer än 10 miljoner K) koronala prominenser. De strålar starkt, kyls och berövas stöd, sjunker ner till ytan i formeleganta slingor som följer de magnetiska kraftlinjerna.
Blinkar
Det mest spektakulära fenomenet som är förknippat med solaktivitet är flare, som är en skarp frigöring av magnetisk energi från området med solfläckar. Trots den höga energin är de flesta nästan osynliga i det synliga frekvensområdet, eftersom energiemissionen sker i en transparent atmosfär, och endast fotosfären, som når relativt låga energinivåer, kan observeras i synligt ljus.
Flares ses bäst i Hα-linjen, där ljusstyrkan kan vara 10 gånger större än i den närliggande kromosfären och 3 gånger högre än i det omgivande kontinuumet. I Hα kommer en stor flamma att täcka flera tusen solskivor, men bara ett fåtal små ljusa fläckar dyker upp i synligt ljus. Energin som frigörs i detta fall kan nå 1033 erg, vilket är lika med hela stjärnans uteffekt på 0,25 s. Det mesta av denna energi frigörs initi alt i form av högenergielektroner och protoner, och synlig strålning är en sekundär effekt som orsakas av partikelpåverkan på kromosfären.
Typer av utbrott
Storleksintervallet för bloss är brett - från gigantiska, bombarderade jorden med partiklar, till knappt märkbara. De klassificeras vanligtvis efter deras associerade röntgenflöden med våglängder från 1 till 8 ångström: Cn, Mn eller Xn för mer än 10-6, 10-5 och 10-4 W/m2 respektive. Så M3 på jorden motsvarar ett 3× flöde10-5 W/m2. Denna indikator är inte linjär eftersom den bara mäter toppen och inte den totala strålningen. Energin som frigörs i de 3-4 största blossarna varje år motsvarar summan av energierna för alla de andra.
Typer av partiklar som skapas av blixtar ändras beroende på platsen för accelerationen. Det finns inte tillräckligt med material mellan solen och jorden för joniserande kollisioner, så de behåller sitt ursprungliga joniseringstillstånd. Partiklar som accelereras i koronan av stötvågor visar en typisk koronal jonisering på 2 miljoner K. Partiklar som accelereras i flarekroppen har betydligt högre jonisering och extremt höga koncentrationer av He3, en sällsynt isotop av helium endast med en neutron.
De flesta större utbrott inträffar i ett litet antal hyperaktiva stora solfläcksgrupper. Grupper är stora kluster med en magnetisk polaritet omgivna av den motsatta. Även om det är möjligt att förutsäga solutbrottsaktivitet på grund av förekomsten av sådana formationer, kan forskare inte förutsäga när de kommer att dyka upp och vet inte vad som producerar dem.
Earth Impact
Förutom att solen ger ljus och värme, påverkar solen jorden genom ultraviolett strålning, en konstant ström av solvind och partiklar från stora flammor. Ultraviolett strålning skapar ozonskiktet, som i sin tur skyddar planeten.
Mjuka (lång våglängd) röntgenstrålar från solkoronan skapar lager av jonosfären som görmöjlig kortvågsradiokommunikation. Under dagar med solaktivitet ökar strålningen från koronan (långsamt varierande) och utbrott (impulsiv) för att skapa ett bättre reflekterande lager, men jonosfärens täthet ökar tills radiovågor absorberas och kortvågskommunikation hindras.
Hårdare (kortare våglängd) Röntgenpulser från flare joniserar det lägsta lagret av jonosfären (D-lager), vilket skapar radiostrålning.
Jordens roterande magnetfält är tillräckligt starkt för att blockera solvinden och bildar en magnetosfär som partiklar och fält strömmar runt. På sidan mitt emot armaturen bildar fältlinjerna en struktur som kallas den geomagnetiska plymen eller svansen. När solvinden ökar blir det en kraftig ökning av jordens fält. När det interplanetära fältet växlar i motsatt riktning mot jordens, eller när stora partikelmoln träffar det, rekombinerar de magnetiska fälten i plymen och energi frigörs för att skapa norrsken.
Magnetiska stormar och solaktivitet
Varje gång ett stort koron alt hål kretsar runt jorden, accelererar solvinden och en geomagnetisk storm uppstår. Detta skapar en 27-dagarscykel, särskilt märkbar vid solfläckens minimum, vilket gör det möjligt att förutsäga solaktiviteten. Stora flammor och andra fenomen orsakar koronala massutkastningar, moln av energiska partiklar som bildar en ringström runt magnetosfären, vilket orsakar skarpa fluktuationer i jordens fält, så kallade geomagnetiska stormar. Dessa fenomen stör radiokommunikation och skapar strömstötar på långdistanslinjer och andra långa ledare.
Det kanske mest spännande av alla jordiska fenomen är solaktivitetens möjliga inverkan på klimatet på vår planet. Moundminimum verkar rimligt, men det finns andra tydliga effekter. De flesta forskare tror att det finns ett viktigt samband, maskerat av ett antal andra fenomen.
Eftersom laddade partiklar följer magnetfält, observeras inte korpuskulär strålning i alla stora flammor, utan bara i de som finns på solens västra halvklot. Kraftlinjer från dess västra sida når jorden och riktar partiklar dit. De senare är mestadels protoner, eftersom väte är den dominerande beståndsdelen i solen. Många partiklar som rör sig med en hastighet av 1000 km/s sekund skapar en stötvågsfront. Flödet av lågenergipartiklar i stora bloss är så intensivt att det hotar livet för astronauter utanför jordens magnetfält.
