Sončevo vzdušje prevladuje čudovit ritem oseke in oseke aktivnosti. Sončne pege, od katerih so največje vidne tudi brez teleskopa, so območja izjemno močnih magnetnih polj na površini zvezde. Tipična zrela pega je bela in v obliki marjetice. Sestavljen je iz temnega osrednjega jedra, imenovanega umbra, ki je zanka magnetnega toka, ki se razteza navpično od spodaj, in svetlejšega obroča vlaken okoli njega, imenovanega penumbra, v katerem se magnetno polje razteza navzven vodoravno.
sončne pege
Na začetku dvajsetega stoletja. George Ellery Hale je s svojim novim teleskopom za opazovanje sončne aktivnosti v realnem času ugotovil, da je spekter sončnih peg podoben spektru hladnih rdečih zvezd tipa M. Tako je pokazal, da je senca videti temna, ker je njena temperatura le okoli 3000 K, kar je veliko manj od temperature okolja 5800 K.fotosfera. Magnetni in plinski tlak v točki morata uravnotežiti tlak okolice. Ohladiti ga je treba tako, da notranji tlak plina postane bistveno nižji od zunanjega. V "hladnih" območjih potekajo intenzivni procesi. Sončne pege ohlajamo z zatiranjem konvekcije, ki prenaša toploto od spodaj, z močnim poljem. Zaradi tega je spodnja meja njihove velikosti 500 km. Manjše točke se hitro segrejejo zaradi sevanja okolice in uničijo.
Kljub pomanjkanju konvekcije je v zaplatah veliko organiziranega gibanja, večinoma v delni senci, kjer vodoravne črte polja to dopuščajo. Primer takega gibanja je učinek Evershed. To je tok s hitrostjo 1 km/s v zunanji polovici penumbre, ki v obliki premikajočih se predmetov sega preko svojih meja. Slednji so elementi magnetnega polja, ki tečejo navzven čez območje, ki obdaja točko. V kromosferi nad njim se povratni tok Evershed kaže kot spirale. Notranja polovica penumbre se premika proti senci.
Sončne pege prav tako nihajo. Ko del fotosfere, znan kot "svetlobni most", prečka senco, pride do hitrega horizontalnega toka. Čeprav je senčno polje premočno, da bi omogočilo gibanje, so v kromosferi tik zgoraj hitra nihanja s časom 150 s. Nad penumbro so t.i. potujoči valovi, ki se širijo radialno navzven s periodo 300 s.
Število sončnih peg
Sončna aktivnost sistematično prehaja čez celotno površino zvezde med 40°zemljepisne širine, kar kaže na globalno naravo tega pojava. Kljub znatnim nihanjem v ciklu je na splošno impresivno reden, kar dokazuje dobro uveljavljen vrstni red v številčnih in zemljepisnih legah sončnih peg.
Na začetku obdobja se število skupin in njihova velikost hitro povečujeta, dokler po 2–3 letih ne dosežemo največjega števila, po drugem letu pa največje površine. Povprečna življenjska doba skupine je približno en obrat Sonca, majhna skupina pa lahko traja le 1 dan. Največje skupine sončnih peg in največji izbruhi se običajno pojavijo 2 ali 3 leta po tem, ko je bila dosežena meja sončnih peg.
Lahko ima do 10 skupin in 300 mest, ena skupina pa lahko do 200. Potek cikla je lahko nepravilen. Tudi blizu maksimuma se lahko število sončnih peg začasno znatno zmanjša.
11-letni cikel
Število sončnih peg se vrne na minimum približno vsakih 11 let. V tem času je na Soncu več majhnih podobnih formacij, običajno na nizkih zemljepisnih širinah, več mesecev pa so lahko popolnoma odsotne. Nove sončne pege se začnejo pojavljati na višjih zemljepisnih širinah, med 25° in 40°, z nasprotno polarnostjo od prejšnjega cikla.
Ob istem času lahko obstajajo nove točke na visokih zemljepisnih širinah in stare točke na nizkih zemljepisnih širinah. Prve lise novega cikla so majhne in živijo le nekaj dni. Ker je obdobje rotacije 27 dni (na višjih zemljepisnih širinah je daljše), se običajno ne vračajo, novejši pa so bližje ekvatorju.
Za 11-letni cikelkonfiguracija magnetne polarnosti skupin sončnih peg je enaka na določeni polobli in je v nasprotni smeri na drugi polobli. V naslednjem obdobju se spremeni. Tako imajo lahko nove sončne pege na visokih zemljepisnih širinah na severni polobli pozitivno in nato negativno polarnost, skupine iz prejšnjega cikla na nizki zemljepisni širini pa bodo imele nasprotno usmerjenost.
Postopoma stare lise izginejo, nove pa se pojavijo v velikem številu in velikosti na nižjih zemljepisnih širinah. Njihova porazdelitev je oblikovana kot metulj.
Celoten cikel
Ker se konfiguracija magnetne polarnosti skupin sončnih peg spreminja vsakih 11 let, se vrne na isto vrednost vsakih 22 let in to obdobje se šteje za obdobje popolnega magnetnega cikla. Na začetku vsakega obdobja ima skupno polje Sonca, ki ga določa prevladujoče polje na polu, enako polarnost kot pege prejšnjega. Ko se aktivna področja zlomijo, se magnetni tok razdeli na odseke s pozitivnim in negativnim predznakom. Ko se v istem območju pojavijo in izginejo številne lise, nastanejo velika unipolarna področja s takšnim ali drugačnim znakom, ki se premikajo proti ustreznemu pol Sonca. Med vsakim minimumom na polih prevladuje tok naslednje polarnosti na tej polobli in to je polje, kot ga vidimo z Zemlje.
Toda če so vsa magnetna polja uravnotežena, kako se razdelijo na velika unipolarna področja, ki urejajo polarno polje? To vprašanje ni dobilo odgovora. Polja, ki se približujejo polom, se vrtijo počasneje kot sončne pege v ekvatorialnem območju. Sčasoma šibka polja dosežejo pol in obrnejo prevladujoče polje. To obrne polarnost, ki bi jo morala zavzeti vodilna mesta novih skupin, s čimer se nadaljuje 22-letni cikel.
Zgodovinski dokazi
Čeprav je bil cikel sončne aktivnosti dokaj reden več stoletij, so se v njem znatne razlike. V letih 1955-1970 je bilo na severni polobli veliko več sončnih peg, leta 1990 pa so prevladovale na južni. Dva cikla, ki sta dosegla vrhunec v letih 1946 in 1957, sta bila največja v zgodovini.
Angleški astronom W alter Maunder je našel dokaze za obdobje nizke sončne magnetne aktivnosti, kar kaže, da je bilo med letoma 1645 in 1715 opaženih zelo malo sončnih peg. Čeprav je bil ta pojav prvič odkrit okoli leta 1600, je bilo v tem obdobju zabeleženih le nekaj opažanj. To obdobje se imenuje Mound minimum.
Izkušeni opazovalci so poročali o pojavu nove skupine točk kot o odličnem dogodku, pri čemer so opozorili, da jih niso videli že vrsto let. Po letu 1715 se je ta pojav vrnil. Sovpadalo je z najhladnejšim obdobjem v Evropi od 1500 do 1850. Vendar povezava med tema pojavoma ni bila dokazana.
Obstaja nekaj dokazov za druga podobna obdobja v približno 500-letnih intervalih. Ko je sončna aktivnost visoka, močna magnetna polja, ki jih ustvarja sončni veter, blokirajo visokoenergijske galaktične kozmične žarke, ki se približujejo Zemlji, kar povzroči manjtvorba ogljika-14. Merjenje 14С v drevesnih obročkih potrjuje nizko aktivnost Sonca. 11-letni cikel je bil odkrit šele v 1840-ih, zato so bila opazovanja pred tem časom nepravilna.
Efemerna območja
Poleg sončnih peg obstaja veliko drobnih dipolov, imenovanih efemerna aktivna območja, ki obstajajo v povprečju manj kot en dan in jih najdemo po vsem Soncu. Njihovo število doseže 600 na dan. Čeprav so efemerna območja majhna, lahko predstavljajo pomemben del sončnega magnetnega toka. Ker pa so nevtralni in precej majhni, verjetno ne igrajo vloge v razvoju cikla in globalnega modela polja.
Prominence
To je eden najlepših pojavov, ki jih lahko opazimo med sončno aktivnostjo. Podobni so oblakom v Zemljinem ozračju, vendar jih podpirajo magnetna polja in ne toplotni tokovi.
Plazma ionov in elektronov, ki sestavljajo sončno atmosfero, kljub sili gravitacije ne more prečkati vodoravnih poljskih linij. Izbokline se pojavijo na mejah med nasprotnimi polaritetami, kjer polja polja spreminjajo smer. Tako so zanesljivi pokazatelji nenadnih prehodov polja.
Tako kot v kromosferi so izbokline prosojne v beli svetlobi in jih je treba z izjemo popolnih mrkov opazovati v Hα (656, 28 nm). Med mrkom rdeča črta Hα daje izboklinam čudovit roza odtenek. Njihova gostota je veliko manjša od gostote fotosfere, saj je tudinekaj trkov. Absorbirajo sevanje od spodaj in ga oddajajo v vse smeri.
Svetloba, ki jo vidimo z Zemlje med mrkom, je brez naraščajočih žarkov, zato so izbokline videti temnejše. Ker pa je nebo še temnejše, se na njegovem ozadju zdijo svetle. Njihova temperatura je 5000-50000 K.
Vrste prominence
Obstajata dve glavni vrsti izstopanja: tiha in prehodna. Prvi so povezani z velikimi magnetnimi polji, ki označujejo meje unipolarnih magnetnih območij ali skupin sončnih peg. Ker takšna območja živijo dolgo, enako velja za mirne prominence. Lahko so različnih oblik – žive meje, viseči oblaki ali lijaki, vendar so vedno dvodimenzionalni. Stabilni filamenti pogosto postanejo nestabilni in izbruhnejo, lahko pa tudi preprosto izginejo. Mirne izbokline živijo več dni, na magnetni meji pa lahko nastanejo nove.
Prehodne izbokline so sestavni del sončne aktivnosti. Sem spadajo curki, ki so neorganizirana masa materiala, ki ga izvrže raketa, in kepe, ki so kolimirani tokovi majhnih emisij. V obeh primerih se nekaj stvari vrne na površje.
Izbokline v obliki zanke so posledice teh pojavov. Med izbruhom tok elektronov segreje površino za milijone stopinj in tvori vroče (več kot 10 milijonov K) koronalne izbokline. Močno sevajo, ohlajeni in brez opore se v obliki spustijo na površjeelegantne zanke, ki sledijo magnetnim linijam sile.
Utripa
Najbolj spektakularen pojav, povezan s sončno aktivnostjo, so izbruhi, ki so oster sproščanje magnetne energije iz območja sončnih peg. Kljub visoki energiji jih je večina skoraj nevidnih v vidnem frekvenčnem območju, saj se oddajanje energije dogaja v prozorni atmosferi, v vidni svetlobi pa je mogoče opazovati le fotosfero, ki doseže relativno nizke energijske ravni..
Bliske se najbolje vidijo v liniji Hα, kjer je svetlost lahko 10-krat večja kot v sosednji kromosferi in 3-krat večja kot v okoliškem kontinuumu. V Hα bo velik izbruh pokril več tisoč sončnih diskov, vendar se v vidni svetlobi pojavi le nekaj majhnih svetlih pik. Energija, ki se sprosti v tem primeru, lahko doseže 1033 erg, kar je enako izhodu celotne zvezde v 0,25 s. Večina te energije se sprva sprosti v obliki visokoenergetskih elektronov in protonov, vidno sevanje pa je sekundarni učinek, ki ga povzroči udarec delcev na kromosfero.
Vrste izbruhov
Razpon velikosti raket je širok - od ogromnih, ki z delci bombardirajo Zemljo, do komaj opaznih. Običajno so razvrščeni glede na njihove povezane rentgenske tokove z valovnimi dolžinami od 1 do 8 angstremov: Cn, Mn ali Xn za več kot 10-6, 10-5 in 10-4 W/m2 oz. Torej M3 na Zemlji ustreza pretoku 3×10-5 W/m2. Ta indikator ni linearen, saj meri samo vrh in ne celotnega sevanja. Energija, ki se sprosti pri 3-4 največjih izbruhih vsako leto, je enakovredna vsoti energij vseh ostalih.
Vrste delcev, ki jih ustvarijo bliski, se spreminjajo glede na kraj pospeška. Med Soncem in Zemljo ni dovolj materiala za ionizirajoče trke, zato ohranita prvotno stanje ionizacije. Delci, pospešeni v koroni z udarnimi valovi, kažejo tipično koronalno ionizacijo 2 milijona K. Delci, pospešeni v telesu plamena, imajo bistveno višjo ionizacijo in izjemno visoke koncentracije He3, redkega izotopa helij samo z enim nevtronom.
Večina večjih izbruhov se pojavi v majhnem številu hiperaktivnih velikih skupin sončnih peg. Skupine so velike skupine ene magnetne polarnosti, obkrožene z nasprotno. Čeprav je zaradi prisotnosti takšnih formacij mogoče napovedati aktivnost sončnih izbruhov, raziskovalci ne morejo napovedati, kdaj se bodo pojavili, in ne vedo, kaj jih povzroča.
Earth Impact
Poleg tega, da zagotavlja svetlobo in toploto, Sonce vpliva na Zemljo z ultravijoličnim sevanjem, stalnim tokom sončnega vetra in delcev iz velikih izbruhov. Ultravijolično sevanje ustvarja ozonsko plast, ki ščiti planet.
Mehki (dolgovalovni) rentgenski žarki iz sončne korone ustvarjajo plasti ionosfere, ki tvorijomožna kratkovalovna radijska komunikacija. V dneh sončne aktivnosti se sevanje iz korone (počasi spreminjajoče se) in izbruhov (impulzivno) poveča, da ustvari boljšo odbojno plast, vendar se gostota ionosfere povečuje, dokler se radijski valovi ne absorbirajo in kratkovalovna komunikacija ni ovirana.
Terši (krajša valovna dolžina) rentgenski impulzi iz blisk ionizirajo najnižjo plast ionosfere (D-plast), kar ustvarja radijsko oddajanje.
Zemeljno vrteče se magnetno polje je dovolj močno, da blokira sončni veter in tvori magnetosfero, okoli katere tečejo delci in polja. Na strani nasproti svetilke poljske črte tvorijo strukturo, imenovano geomagnetni oblak ali rep. Ko se sončni veter poveča, pride do močnega povečanja zemeljskega polja. Ko se medplanetarno polje preklopi v nasprotni smeri od Zemljinega ali ko ga zadenejo veliki oblaki delcev, se magnetna polja v oblaku rekombinirajo in energija se sprosti, da ustvari aurore.
Magnetne nevihte in sončna aktivnost
Vsakič, ko velika koronalna luknja kroži okoli Zemlje, se sončni veter pospeši in pojavi se geomagnetna nevihta. Tako nastane 27-dnevni cikel, ki je še posebej opazen na minimumu sončnih peg, kar omogoča napovedovanje sončne aktivnosti. Veliki izbruhi in drugi pojavi povzročajo izmet koronalne mase, oblake energijskih delcev, ki tvorijo obročast tok okoli magnetosfere, kar povzroča ostra nihanja v zemeljskem polju, imenovana geomagnetne nevihte. Ti pojavi motijo radijsko komunikacijo in povzročajo prenapetost na daljinskih vodih in drugih dolgih vodnikih.
Morda najbolj zanimiv od vseh zemeljskih pojavov je možen vpliv sončne aktivnosti na podnebje našega planeta. Minimum Mounda se zdi smiseln, vendar obstajajo drugi jasni učinki. Večina znanstvenikov verjame, da obstaja pomembna povezava, ki jo prikrivajo številni drugi pojavi.
Ker nabiti delci sledijo magnetnim poljem, korpuskularnega sevanja ne opazimo pri vseh velikih izbruhih, temveč le v tistih, ki se nahajajo na zahodni polobli Sonca. Črte sile z njegove zahodne strani segajo do Zemlje in tja usmerjajo delce. Slednji so večinoma protoni, saj je vodik prevladujoči sestavni element sonca. Številni delci, ki se premikajo s hitrostjo 1000 km/s sekunde, ustvarijo fronto udarnega valovanja. Pretok nizkoenergijskih delcev v velikih raketah je tako intenziven, da ogroža življenja astronavtov zunaj Zemljinega magnetnega polja.
