Atmosfera Soarelui este dominată de un ritm minunat de flux și reflux al activității. Petele solare, dintre care cele mai mari sunt vizibile chiar și fără telescop, sunt zone cu câmpuri magnetice extrem de puternice pe suprafața unei stele. Un loc matur tipic este alb și în formă de margaretă. Este format dintr-un miez central întunecat numit umbra, care este o buclă de flux magnetic care se extinde vertical de jos și un inel mai ușor de fibre în jurul său, numit penumbra, în care câmpul magnetic se extinde orizontal spre exterior.
Pete solare
La începutul secolului al XX-lea. George Ellery Hale, folosind noul său telescop pentru a observa activitatea solară în timp real, a descoperit că spectrul petelor solare este similar cu cel al stelelor roșii reci de tip M. Astfel, el a arătat că umbra pare întunecată pentru că temperatura ei este de doar aproximativ 3000 K, mult mai mică decât temperatura ambiantă de 5800 K.fotosferă. Presiunea magnetică și a gazului din punct trebuie să echilibreze presiunea din jur. Trebuie să fie răcit astfel încât presiunea internă a gazului să devină semnificativ mai mică decât cea externă. În zonele „rece” sunt procese intensive. Petele solare sunt răcite prin suprimarea convecției, care transferă căldură de jos, printr-un câmp puternic. Din acest motiv, limita inferioară a dimensiunii lor este de 500 km. Petele mai mici sunt rapid încălzite de radiațiile ambientale și distruse.
În ciuda lipsei de convecție, există multă mișcare organizată în petice, mai ales în umbră parțială acolo unde liniile orizontale ale câmpului o permit. Un exemplu de astfel de mișcare este efectul Evershed. Acesta este un flux cu o viteză de 1 km/s în jumătatea exterioară a penumbrei, care se extinde dincolo de limitele sale sub formă de obiecte în mișcare. Acestea din urmă sunt elemente ale câmpului magnetic care curg spre exterior peste regiunea din jurul punctului. În cromosfera de deasupra acesteia, fluxul invers Evershed apare ca spirale. Jumătatea interioară a penumbrei se îndreaptă spre umbră.
Petele solare fluctuează, de asemenea. Când un petic al fotosferei cunoscut sub numele de „punte de lumină” traversează umbra, există un flux orizontal rapid. Deși câmpul de umbră este prea puternic pentru a permite mișcarea, există oscilații rapide cu o perioadă de 150 s în cromosferă chiar deasupra. Deasupra penumbrei sunt așa-numitele. unde care se propagă radial spre exterior cu o perioadă de 300 de secunde.
Numărul de pete solare
Activitatea solară trece sistematic pe întreaga suprafață a stelei între 40°latitudinea, care indică natura globală a acestui fenomen. În ciuda fluctuațiilor semnificative ale ciclului, acesta este în general impresionant de regulat, așa cum demonstrează ordinea bine stabilită în pozițiile numerice și latitudinale ale petelor solare.
La începutul perioadei, numărul grupelor și dimensiunile acestora cresc rapid până după 2–3 ani se atinge numărul maxim, iar după încă un an - suprafața maximă. Durata medie de viață a unui grup este de aproximativ o rotație a Soarelui, dar un grup mic poate dura doar 1 zi. Cele mai mari grupuri de pete solare și cele mai mari erupții apar de obicei la 2 sau 3 ani după ce limita de pete solare a fost atinsă.
Poate avea până la 10 grupuri și 300 de puncte, iar un grup poate avea până la 200. Cursul ciclului poate fi neregulat. Chiar și aproape de maxim, numărul de pete solare poate scădea temporar semnificativ.
ciclu de 11 ani
Numărul de pete solare revine la un minim aproximativ la fiecare 11 ani. În acest moment, există mai multe formațiuni mici similare pe Soare, de obicei la latitudini joase, și timp de luni de zile pot lipsi cu totul. Noi pete solare încep să apară la latitudini mai mari, între 25° și 40°, cu polaritate opusă față de ciclul anterior.
În același timp, pot exista puncte noi la latitudini mari și locuri vechi la latitudini joase. Primele pete ale noului ciclu sunt mici și trăiesc doar câteva zile. Deoarece perioada de rotație este de 27 de zile (mai lungă la latitudini mai mari), de obicei nu se întorc, iar cele mai noi sunt mai aproape de ecuator.
Pentru un ciclu de 11 aniconfigurația polarității magnetice a grupurilor de pete solare este aceeași într-o emisferă dată și este în sens invers în ceal altă emisferă. Se schimba in perioada urmatoare. Astfel, noile pete solare de la latitudini mari din emisfera nordică pot avea o polaritate pozitivă și apoi o polaritate negativă, iar grupurile din ciclul anterior de la latitudine joasă vor avea orientarea opusă.
Treptat, petele vechi dispar, iar altele noi apar în număr și dimensiuni mari la latitudini mai mici. Distribuția lor are forma unui fluture.
Cicl complet
Deoarece configurația polarității magnetice a grupurilor de pete solare se modifică la fiecare 11 ani, aceasta revine la aceeași valoare la fiecare 22 de ani, iar această perioadă este considerată perioada unui ciclu magnetic complet. La începutul fiecărei perioade, câmpul total al Soarelui, determinat de câmpul dominant la pol, are aceeași polaritate ca petele celei precedente. Pe măsură ce regiunile active se sparg, fluxul magnetic este împărțit în secțiuni cu un semn pozitiv și unul negativ. După ce apar și dispar multe pete în aceeași zonă, se formează mari regiuni unipolare cu un semn sau altul, care se deplasează spre polul corespunzător al Soarelui. În timpul fiecărui minim la poli, domină fluxul următoarei polarități din emisfera respectivă, iar acesta este câmpul văzut de pe Pământ.
Dar dacă toate câmpurile magnetice sunt echilibrate, cum se împart în mari regiuni unipolare care guvernează câmpul polar? La această întrebare nu s-a răspuns. Câmpurile care se apropie de poli se rotesc mai lent decât petele solare din regiunea ecuatorială. În cele din urmă câmpurile slabe ajung la pol și inversează câmpul dominant. Acest lucru inversează polaritatea pe care ar trebui să o aibă primele locuri ale noilor grupuri, continuând astfel ciclul de 22 de ani.
Dovezi istorice
Deși ciclul activității solare a fost destul de regulat de-a lungul mai multor secole, au existat variații semnificative în acesta. În 1955-1970, au existat mult mai multe pete solare în emisfera nordică, iar în 1990 au dominat în sud. Cele două cicluri, cu apogeul în 1946 și 1957, au fost cele mai mari din istorie.
Astronomul englez W alter Maunder a găsit dovezi pentru o perioadă de activitate magnetică solară scăzută, ceea ce indică faptul că foarte puține pete solare au fost observate între 1645 și 1715. Deși acest fenomen a fost descoperit pentru prima dată în jurul anului 1600, au fost înregistrate puține vederi în această perioadă. Această perioadă se numește minimum Mound.
Observatorii cu experiență au raportat apariția unui nou grup de pete ca fiind un mare eveniment, menționând că nu le-au văzut de mulți ani. După 1715 acest fenomen a revenit. A coincis cu cea mai rece perioadă din Europa din 1500 până în 1850. Cu toate acestea, legătura dintre aceste fenomene nu a fost dovedită.
Există unele dovezi pentru alte perioade similare la intervale de aproximativ 500 de ani. Când activitatea solară este mare, câmpurile magnetice puternice generate de vântul solar blochează razele cosmice galactice de în altă energie care se apropie de Pământ, rezultând mai puțineformarea carbonului-14. Măsurarea 14С în inelele copacilor confirmă activitatea scăzută a Soarelui. Ciclul de 11 ani nu a fost descoperit până în anii 1840, așa că observațiile anterioare acelei perioade au fost neregulate.
Zone efemere
Pe lângă petele solare, există mulți dipoli minusculi numiti regiuni active efemere care există în medie mai puțin de o zi și se găsesc pe tot Soarele. Numărul lor ajunge la 600 pe zi. Deși regiunile efemere sunt mici, ele pot constitui o parte semnificativă a fluxului magnetic al soarelui. Dar, deoarece sunt neutre și destul de mici, probabil că nu joacă un rol în evoluția ciclului și a modelului de câmp global.
Proeminențe
Acesta este unul dintre cele mai frumoase fenomene care pot fi observate în timpul activității solare. Sunt asemănători norilor din atmosfera Pământului, dar sunt susținuți mai degrabă de câmpuri magnetice decât de fluxuri de căldură.
Plama ionilor și electronilor care formează atmosfera solară nu poate traversa liniile orizontale ale câmpului, în ciuda forței gravitației. Proeminențele apar la granițele dintre polarități opuse, unde liniile câmpului își schimbă direcția. Astfel, sunt indicatori fiabili ai tranzițiilor bruște ale câmpului.
Ca și în cromosferă, proeminențele sunt transparente în lumină albă și, cu excepția eclipselor totale, ar trebui observate în Hα (656, 28 nm). În timpul unei eclipse, linia roșie Hα conferă proeminențelor o frumoasă nuanță roz. Densitatea lor este mult mai mică decât cea a fotosferei, deoarece este la felputine ciocniri. Ele absorb radiația de jos și o emit în toate direcțiile.
Lumina văzută de pe Pământ în timpul unei eclipse este lipsită de raze ascendente, astfel încât proeminențele par mai întunecate. Dar, deoarece cerul este și mai întunecat, ele par luminoase pe fundalul său. Temperatura lor este de 5000-50000 K.
Tipuri de proeminențe
Există două tipuri principale de proeminențe: liniștite și de tranziție. Primele sunt asociate cu câmpuri magnetice la scară mare care marchează granițele regiunilor magnetice unipolare sau ale grupurilor de pete solare. Deoarece astfel de zone trăiesc mult timp, același lucru este valabil și pentru proeminențe liniștite. Ele pot avea diverse forme - gard viu, nori suspendați sau pâlnii, dar sunt întotdeauna bidimensionale. Filamentele stabile devin adesea instabile și erup, dar pot, de asemenea, să dispară pur și simplu. Proeminențe calme trăiesc câteva zile, dar se pot forma altele noi la granița magnetică.
Proeminențele tranzitorii sunt o parte integrantă a activității solare. Acestea includ jeturile, care sunt o masă dezorganizată de material ejectată de o rachetă, și bulgări, care sunt fluxuri colimate de emisii mici. În ambele cazuri, o parte din materie revine la suprafață.
Proeminențele în formă de buclă sunt consecințele acestor fenomene. În timpul erupției, fluxul de electroni încălzește suprafața până la milioane de grade, formând proeminențe coronare fierbinți (mai mult de 10 milioane K). Ele radiază puternic, fiind răcite și lipsite de sprijin, coboară la suprafață în formăbucle elegante, urmând liniile magnetice de forță.
Flash-uri
Cel mai spectaculos fenomen asociat cu activitatea solară sunt erupțiile solare, care sunt o eliberare bruscă de energie magnetică din regiunea petelor solare. În ciuda energiei mari, majoritatea sunt aproape invizibile în intervalul de frecvență vizibilă, deoarece emisia de energie are loc într-o atmosferă transparentă și doar fotosfera, care atinge niveluri de energie relativ scăzute, poate fi observată în lumină vizibilă.
Erupțiile se văd cel mai bine în linia Hα, unde luminozitatea poate fi de 10 ori mai mare decât în cromosfera vecină și de 3 ori mai mare decât în continuum-ul înconjurător. În Hα, o erupție mare va acoperi câteva mii de discuri solare, dar doar câteva mici puncte luminoase apar în lumina vizibilă. Energia eliberată în acest caz poate ajunge la 1033 erg, care este egală cu puterea întregii stele în 0,25 s. Cea mai mare parte a acestei energii este eliberată inițial sub formă de electroni și protoni de în altă energie, iar radiația vizibilă este un efect secundar cauzat de impactul particulelor asupra cromosferei.
Tipuri de focare
Gama de dimensiuni ale erupțiilor este larg - de la gigantice, care bombardează Pământul cu particule, până la abia vizibile. Ele sunt de obicei clasificate după fluxurile de raze X asociate cu lungimi de undă de la 1 la 8 angstromi: Cn, Mn sau Xn pentru mai mult de 10-6, 10-5 și, respectiv, 10-4 W/m2. Deci M3 pe Pământ corespunde unui flux de 3×10-5 W/m2. Acest indicator nu este liniar deoarece măsoară doar vârful și nu radiația totală. Energia eliberată în cele 3-4 cele mai mari erupții în fiecare an este echivalentă cu suma energiilor tuturor celorl alte.
Tipurile de particule create de flash-uri se modifică în funcție de locul de accelerație. Nu există suficient material între Soare și Pământ pentru ciocnirile ionizante, așa că își păstrează starea inițială de ionizare. Particulele accelerate în coroană de undele de șoc arată o ionizare coronală tipică de 2 milioane K. Particulele accelerate în corpul erupției au o ionizare semnificativ mai mare și concentrații extrem de mari de He3, un izotop rar al heliu numai cu un neutron.
Cele mai multe erupții majore apar într-un număr mic de grupuri mari de pete solare hiperactive. Grupurile sunt grupuri mari de o polaritate magnetică înconjurate de opusul. Deși predicția activității erupțiilor solare este posibilă datorită prezenței unor astfel de formațiuni, cercetătorii nu pot prezice când vor apărea acestea și nu știu ce le produce.
Earth Impact
Pe lângă faptul că furnizează lumină și căldură, Soarele afectează Pământul prin radiații ultraviolete, un flux constant de vânt solar și particule de la erupții mari. Radiațiile ultraviolete creează stratul de ozon, care, la rândul său, protejează planeta.
Razele X moi (lungime de undă lungă) de la coroana solară creează straturi ale ionosferei care facposibila comunicare radio cu unde scurte. În zilele de activitate solară, radiația de la coroană (variază lent) și erupții (impulsive) crește pentru a crea un strat reflectorizant mai bun, dar densitatea ionosferei crește până când undele radio sunt absorbite și comunicațiile cu unde scurte sunt împiedicate.
Impulsurile de raze X mai dure (lungime de undă mai scurtă) de la erupții ionizează cel mai de jos strat al ionosferei (stratul D), creând emisii radio.
Câmpul magnetic rotativ al Pământului este suficient de puternic pentru a bloca vântul solar, formând o magnetosferă în care particulele și câmpurile curg în jur. Pe partea opusă luminii, liniile de câmp formează o structură numită plum sau coadă geomagnetică. Când vântul solar crește, are loc o creștere bruscă a câmpului Pământului. Când câmpul interplanetar schimbă în direcția opusă celui al Pământului sau când norii de particule mari îl lovesc, câmpurile magnetice din penaj se recombină și energia este eliberată pentru a crea aurore.
Furtuni magnetice și activitate solară
De fiecare dată când o gaură coronară mare orbitează în jurul Pământului, vântul solar accelerează și are loc o furtună geomagnetică. Acest lucru creează un ciclu de 27 de zile, vizibil mai ales la minimul petelor solare, ceea ce face posibilă prezicerea activității solare. Erupțiile mari și alte fenomene provoacă ejecții de masă coronală, nori de particule energetice care formează un curent inelar în jurul magnetosferei, provocând fluctuații bruște în câmpul Pământului, numite furtuni geomagnetice. Aceste fenomene perturbă comunicațiile radio și creează supratensiuni pe liniile de lungă distanță și pe alți conductori lungi.
Poate că cel mai intrigant dintre toate fenomenele pământești este posibilul impact al activității solare asupra climei planetei noastre. Minimul Mound pare rezonabil, dar există și alte efecte clare. Majoritatea oamenilor de știință cred că există o legătură importantă, mascată de o serie de alte fenomene.
Deoarece particulele încărcate urmează câmpurile magnetice, radiația corpusculară nu este observată în toate erupțiile mari, ci doar în cele situate în emisfera vestică a Soarelui. Liniile de forță din partea sa de vest ajung pe Pământ, direcționând particulele acolo. Aceștia din urmă sunt în mare parte protoni, deoarece hidrogenul este elementul constitutiv dominant al soarelui. Multe particule care se deplasează cu o viteză de 1000 km/s secundă creează un front de undă de șoc. Fluxul de particule cu energie scăzută în erupții mari este atât de intens încât amenință viața astronauților în afara câmpului magnetic al Pământului.
