Saules atmosfērā dominē brīnišķīgs aktivitātes un bēguma ritms. Saules plankumi, no kuriem lielākie ir redzami pat bez teleskopa, ir ārkārtīgi spēcīga magnētiskā lauka zonas uz zvaigznes virsmas. Tipiska nobriedusi vieta ir b alta un margrietiņas formas. Tas sastāv no tumša centrālā kodola, ko sauc par umbru, kas ir magnētiskās plūsmas cilpa, kas stiepjas vertikāli no apakšas, un gaišāka šķiedru gredzena ap to, ko sauc par pusumbru, kurā magnētiskais lauks sniedzas uz āru horizontāli.
Saules plankumi
Divdesmitā gadsimta sākumā. Džordžs Ellerijs Heils, izmantojot savu jauno teleskopu, lai novērotu Saules aktivitāti reāllaikā, atklāja, ka saules plankumu spektrs ir līdzīgs vēsi sarkano M tipa zvaigžņu spektram. Tādējādi viņš parādīja, ka ēna šķiet tumša, jo tās temperatūra ir tikai aptuveni 3000 K, kas ir daudz mazāka par apkārtējās vides temperatūru 5800 K.fotosfēra. Magnētiskajam un gāzes spiedienam vietā ir jāsabalansē apkārtējais spiediens. Tas ir jāatdzesē tā, lai gāzes iekšējais spiediens kļūtu ievērojami zemāks par ārējo. "Vēsajās" zonās notiek intensīvi procesi. Saules plankumus atdzesē konvekcijas nomākšana, kas pārnes siltumu no apakšas, ar spēcīgu lauku. Šī iemesla dēļ to izmēra apakšējā robeža ir 500 km. Apkārtējais starojums ātri uzkarsē mazākus plankumus un iznīcina.
Neskatoties uz konvekcijas trūkumu, plankumos ir daudz organizētas kustības, galvenokārt daļēji ēnā, kur to pieļauj lauka horizontālās līnijas. Šādas kustības piemērs ir Evershed efekts. Šī ir plūsma ar ātrumu 1 km/s pusmbra ārējā pusē, kas kustīgu objektu veidā sniedzas ārpus tās robežām. Pēdējie ir magnētiskā lauka elementi, kas plūst uz āru virs vietas, kas ieskauj vietu. Virs tā esošajā hromosfērā reversā Evershed plūsma parādās kā spirāles. Pusumbra iekšējā puse virzās uz ēnu.
Saules plankumi arī svārstās. Kad fotosfēras plankums, kas pazīstams kā "gaismas tilts", šķērso ēnu, notiek ātra horizontāla plūsma. Lai gan ēnu lauks ir pārāk spēcīgs, lai ļautu kustēties, hromosfērā tieši augšpusē ir straujas svārstības ar 150 s periodu. Virs pusmbra ir t.s. ceļojoši viļņi, kas izplatās radiāli uz āru ar 300 s periodu.
Saules plankumu skaits
Saules aktivitāte sistemātiski šķērso visu zvaigznes virsmu starp 40°platuma grādiem, kas norāda uz šīs parādības globālo raksturu. Neskatoties uz ievērojamajām cikla svārstībām, tas kopumā ir iespaidīgi regulārs, par ko liecina labi iedibinātā kārtība saules plankumu skaitļu un platuma pozīcijās.
Perioda sākumā grupu skaits un to lielumi strauji pieaug, līdz pēc 2–3 gadiem tiek sasniegts maksimālais skaits, bet vēl pēc gada - maksimālā platība. Grupas vidējais mūžs ir aptuveni viens Saules apgrieziens, bet neliela grupa var ilgt tikai 1 dienu. Lielākās saules plankumu grupas un lielākie izvirdumi parasti notiek 2 vai 3 gadus pēc saules plankumu limita sasniegšanas.
Var būt līdz 10 grupām un 300 vietām, un vienā grupā var būt līdz 200. Cikla gaita var būt neregulāra. Pat sasniedzot maksimumu, saules plankumu skaits īslaicīgi var ievērojami samazināties.
11 gadu cikls
Saules plankumu skaits atgriežas līdz minimumam aptuveni ik pēc 11 gadiem. Šobrīd uz Saules ir vairāki nelieli līdzīgi veidojumi, parasti zemos platuma grādos, un mēnešiem ilgi tie var nebūt vispār. Jauni saules plankumi sāk parādīties augstākos platuma grādos, starp 25° un 40°, ar pretēju polaritāti nekā iepriekšējā ciklā.
Tajā pašā laikā augstos platuma grādos var pastāvēt jaunas vietas, bet zemos platuma grādos - vecas vietas. Jaunā cikla pirmie plankumi ir mazi un dzīvo tikai dažas dienas. Tā kā rotācijas periods ir 27 dienas (lielākos platuma grādos ilgāk), tie parasti neatgriežas, un jaunāki ir tuvāk ekvatoram.
11 gadu ciklamsaules plankumu grupu magnētiskās polaritātes konfigurācija ir vienāda dotajā puslodē un ir pretējā virzienā otrā puslodē. Nākamajā periodā tas mainās. Tādējādi jaunajiem saules plankumiem augstos platuma grādos ziemeļu puslodē var būt pozitīva polaritāte un pēc tam negatīva polaritāte, un grupām no iepriekšējā cikla zemajos platuma grādos būs pretēja orientācija.
Pamazām vecie plankumi pazūd, un zemākos platuma grādos lielā skaitā un izmēros parādās jauni. To izplatība ir veidota kā tauriņš.
Pilns cikls
Tā kā saules plankumu grupu magnētiskās polaritātes konfigurācija mainās ik pēc 11 gadiem, tā atgriežas pie tās pašas vērtības ik pēc 22 gadiem, un šis periods tiek uzskatīts par pilna magnētiskā cikla periodu. Katra perioda sākumā Saules kopējam laukam, ko nosaka dominējošais lauks pie pola, ir tāda pati polaritāte kā iepriekšējā plankumiem. Kad aktīvie apgabali saplīst, magnētiskā plūsma tiek sadalīta sekcijās ar pozitīvu un negatīvu zīmi. Pēc tam, kad tajā pašā zonā parādās un pazūd daudzi plankumi, veidojas lieli vienpolāri apgabali ar vienu vai otru zīmi, kas virzās uz atbilstošo Saules polu. Katra minimuma laikā pie poliem dominē nākamās polaritātes plūsma šajā puslodē, un tas ir lauks, skatoties no Zemes.
Bet, ja visi magnētiskie lauki ir līdzsvaroti, kā tie sadalās lielos unipolāros reģionos, kas regulē polāro lauku? Uz šo jautājumu nav atbildēts. Lauki, kas tuvojas poliem, rotē lēnāk nekā saules plankumi ekvatoriālajā reģionā. Galu galā vājie lauki sasniedz polu un apgriež dominējošo lauku. Tas maina polaritāti, kas būtu jāieņem jauno grupu vadošajām vietām, tādējādi turpinot 22 gadu ciklu.
Vēstures pierādījumi
Lai gan Saules aktivitātes cikls vairākus gadsimtus ir bijis diezgan regulārs, tajā ir bijušas ievērojamas atšķirības. 1955.-1970.gadā ziemeļu puslodē bija daudz vairāk saules plankumu, un 1990.gadā tie dominēja dienvidu puslodē. Abi cikli, kuru kulminācija bija 1946. un 1957. gadā, bija lielākie vēsturē.
Angļu astronoms V alters Maunders atrada pierādījumus par zemas Saules magnētiskās aktivitātes periodu, kas liecina, ka laikā no 1645. līdz 1715. gadam tika novērots ļoti maz saules plankumu. Lai gan šī parādība pirmo reizi tika atklāta ap 1600. gadu, šajā periodā tika reģistrēti daži novērojumi. Šo periodu sauc par pilskalna minimumu.
Pieredzējuši novērotāji ziņoja par jaunas plankumu grupas parādīšanos kā lielisku notikumu, norādot, ka viņi tās nebija redzējuši daudzus gadus. Pēc 1715. gada šī parādība atgriezās. Tas sakrita ar aukstāko periodu Eiropā no 1500. līdz 1850. gadam. Tomēr saistība starp šīm parādībām nav pierādīta.
Ir daži pierādījumi par citiem līdzīgiem periodiem ar aptuveni 500 gadu intervālu. Ja Saules aktivitāte ir augsta, saules vēja radītie spēcīgie magnētiskie lauki bloķē lielas enerģijas galaktiskos kosmiskos starus, kas tuvojas Zemei, kā rezultātā samazināsoglekļa-14 veidošanās. 14С mērīšana koku gredzenos apstiprina Saules zemo aktivitāti. 11 gadu cikls tika atklāts tikai 1840. gados, tāpēc novērojumi pirms šī laika bija neregulāri.
Pagaidu apgabali
Papildus saules plankumiem ir arī daudzi sīki dipoli, ko sauc par īslaicīgiem aktīviem reģioniem, kas pastāv vidēji mazāk nekā vienu dienu un ir sastopami visā Saulē. To skaits sasniedz 600 dienā. Lai gan īslaicīgie apgabali ir mazi, tie var veidot ievērojamu daļu no saules magnētiskās plūsmas. Bet, tā kā tie ir neitrāli un diezgan mazi, tiem, iespējams, nav nozīmes cikla un globālā lauka modeļa attīstībā.
Prominences
Šī ir viena no skaistākajām parādībām, ko var novērot Saules aktivitātes laikā. Tie ir līdzīgi mākoņiem Zemes atmosfērā, taču tos atbalsta magnētiskie lauki, nevis siltuma plūsmas.
Jonu un elektronu plazma, kas veido Saules atmosfēru, nevar šķērsot horizontālās lauka līnijas, neskatoties uz gravitācijas spēku. Izcilājumi rodas robežās starp pretējām polaritātēm, kur lauka līnijas maina virzienu. Tādējādi tie ir uzticami pēkšņu lauka pāreju indikatori.
Tāpat kā hromosfērā, izciļņi ir caurspīdīgi b altā gaismā, un, izņemot pilnīgus aptumsumus, tie jānovēro Hα (656, 28 nm). Aptumsuma laikā sarkanā Hα līnija piešķir izciļņiem skaistu rozā nokrāsu. To blīvums ir daudz mazāks nekā fotosfēras blīvums, jo tas arī irdažas sadursmes. Tie absorbē starojumu no apakšas un izstaro to visos virzienos.
Aptumsuma laikā no Zemes redzamā gaisma nesatur augšupejošus starus, tāpēc izvirzījumi šķiet tumšāki. Bet, tā kā debesis ir vēl tumšākas, tās šķiet gaišas uz to fona. To temperatūra ir 5000-50000 K.
Izcilu veidu veidi
Ir divi galvenie izciļņu veidi: kluss un pārejošs. Pirmie ir saistīti ar liela mēroga magnētiskajiem laukiem, kas iezīmē vienpolāru magnētisko reģionu vai saules plankumu grupu robežas. Tā kā šādi apgabali dzīvo ilgu laiku, tas pats attiecas uz klusām prominencēm. Tiem var būt dažādas formas – dzīvžogi, piekārti mākoņi vai piltuves, taču tie vienmēr ir divdimensiju. Stabili pavedieni bieži kļūst nestabili un izplūst, bet var arī vienkārši pazust. Mierīgas prominences dzīvo vairākas dienas, taču pie magnētiskās robežas var veidoties jaunas.
Pagaidu izciļņi ir neatņemama saules aktivitātes sastāvdaļa. Tajos ietilpst strūklas, kas ir neorganizēta materiāla masa, ko izgrūž uzliesmojums, un gabaliņi, kas ir kolimētas nelielu emisiju plūsmas. Abos gadījumos daļa matērijas atgriežas virspusē.
Cilpas formas izvirzījumi ir šo parādību sekas. Uzliesmojuma laikā elektronu plūsma uzkarsē virsmu līdz miljoniem grādu, veidojot karstus (vairāk nekā 10 miljonus K) koronālus izvirzījumus. Tie spēcīgi izstaro, atdzesēti un atņemti no atbalsta, formā nolaižas uz virsmuelegantas cilpas, kas seko magnētiskajām spēka līnijām.
zibspuldzes
Visspēcīgākā parādība, kas saistīta ar saules aktivitāti, ir uzliesmojumi, kas ir strauja magnētiskās enerģijas izdalīšanās no saules plankumu apgabala. Neskatoties uz lielo enerģiju, lielākā daļa no tiem ir gandrīz neredzami redzamajā frekvenču diapazonā, jo enerģijas emisija notiek caurspīdīgā atmosfērā, un redzamā gaismā var novērot tikai fotosfēru, kas sasniedz salīdzinoši zemu enerģijas līmeni.
Uzliesmojumus vislabāk var redzēt Hα līnijā, kur spilgtums var būt 10 reizes lielāks nekā blakus esošajā hromosfērā un 3 reizes lielāks nekā apkārtējā kontinuumā. Hα liels uzliesmojums aptvers vairākus tūkstošus saules disku, bet redzamā gaismā parādās tikai daži nelieli spilgti plankumi. Šajā gadījumā izdalītā enerģija var sasniegt 1033 erg, kas ir vienāda ar visas zvaigznes izvadi 0,25 s. Lielākā daļa šīs enerģijas sākotnēji tiek atbrīvota augstas enerģijas elektronu un protonu veidā, un redzamais starojums ir sekundāra ietekme, ko izraisa daļiņu ietekme uz hromosfēru.
Uzliesmojumu veidi
Uzplaiksnījumu izmēru diapazons ir plašs - no gigantiskiem, bombardējot Zemi ar daļiņām, līdz tikko pamanāmām. Tos parasti klasificē pēc saistītajām rentgenstaru plūsmām ar viļņu garumu no 1 līdz 8 angstrēmiem: Cn, Mn vai Xn vairāk nekā 10-6, 10-5 un 10-4 W/m2 attiecīgi. Tātad M3 uz Zemes atbilst 3 × plūsmai10-5 W/m2. Šis indikators nav lineārs, jo tas mēra tikai maksimumu, nevis kopējo starojumu. Enerģija, kas katru gadu izdalās 3–4 lielākajos uzliesmojumos, ir līdzvērtīga visu pārējo enerģiju summai.
Atkarībā no paātrinājuma vietas mainās zibšņu radīto daļiņu veidi. Starp Sauli un Zemi nav pietiekami daudz materiāla jonizējošām sadursmēm, tāpēc tās saglabā sākotnējo jonizācijas stāvokli. Daļiņas, kuras vainagā paātrinās triecienviļņi, uzrāda tipisku koronālo jonizāciju 2 miljonu K apmērā. Daļiņām, kas paātrinātas uzliesmojuma korpusā, ir ievērojami augstāka jonizācija un ārkārtīgi augsta He3 koncentrācija, kas ir reta izotopa hēlijs tikai ar vienu neitronu.
Lielākā daļa lielāko uzliesmojumu notiek nelielā skaitā hiperaktīvu lielu saules plankumu grupu. Grupas ir lielas vienas magnētiskās polaritātes kopas, kuras ieskauj pretēja. Lai gan saules uzliesmojuma aktivitātes prognozēšana ir iespējama šādu veidojumu klātbūtnes dēļ, pētnieki nevar paredzēt, kad tie parādīsies, un nezina, kas tos rada.
Ietekme uz Zemi
Papildus gaismas un siltuma nodrošināšanai Saule iedarbojas uz Zemi, izmantojot ultravioleto starojumu, pastāvīgu saules vēja plūsmu un daļiņas no lieliem uzliesmojumiem. Ultravioletais starojums rada ozona slāni, kas savukārt aizsargā planētu.
Mīkstie (garā viļņa garuma) rentgena stari no Saules vainaga veido jonosfēras slāņus, kas veidoiespējams īsviļņu radio sakari. Saules aktivitātes dienās koronas (lēni mainīgs) un uzliesmojumu (impulsīvu) starojums palielinās, lai izveidotu labāk atstarojošu slāni, bet jonosfēras blīvums palielinās, līdz tiek absorbēti radioviļņi un tiek traucēta īsviļņu komunikācija.
Stingrāki (īsāka viļņa garuma) rentgenstaru impulsi no uzliesmojumiem jonizē jonosfēras zemāko slāni (D slānis), radot radio emisiju.
Zemes rotējošais magnētiskais lauks ir pietiekami spēcīgs, lai bloķētu saules vēju, veidojot magnetosfēru, ap kuru plūst daļiņas un lauki. Sānos, kas atrodas pretī gaismeklim, lauka līnijas veido struktūru, ko sauc par ģeomagnētisko strūklu vai asti. Saules vējam pastiprinoties, Zemes laukā notiek straujš pieaugums. Kad starpplanētu lauks pārslēdzas pretēji Zemes virzienam vai kad uz to saskaras lieli daļiņu mākoņi, magnētiskie lauki slānī rekombinējas un tiek atbrīvota enerģija, lai radītu polārblāzmas.
Magnētiskās vētras un saules aktivitāte
Katru reizi, kad ap Zemi riņķo liels koronālais caurums, saules vējš paātrinās un notiek ģeomagnētiska vētra. Tas rada 27 dienu ciklu, kas īpaši pamanāms pie saules plankumu minimuma, kas ļauj prognozēt Saules aktivitāti. Lieli uzliesmojumi un citas parādības izraisa koronālās masas izmešanu, enerģētisko daļiņu mākoņus, kas veido gredzenveida strāvu ap magnetosfēru, izraisot krasas svārstības Zemes laukā, ko sauc par ģeomagnētiskajām vētrām. Šīs parādības pārtrauc radiosakarus un rada jaudas pārspriegumus tālsatiksmes līnijās un citos garos vadītājos.
Iespējams, visintriģējošākā no visām zemes parādībām ir Saules aktivitātes iespējamā ietekme uz mūsu planētas klimatu. Mound minimums šķiet saprātīgs, taču ir arī citi skaidri efekti. Lielākā daļa zinātnieku uzskata, ka pastāv svarīga saikne, ko maskē vairākas citas parādības.
Tā kā uzlādētas daļiņas seko magnētiskajiem laukiem, korpuskulārais starojums nav novērojams visos lielajos uzliesmojumos, bet tikai tajos, kas atrodas Saules rietumu puslodē. Spēka līnijas no tās rietumu puses sasniedz Zemi, virzot uz turieni daļiņas. Pēdējie galvenokārt ir protoni, jo ūdeņradis ir dominējošais saules elements. Daudzas daļiņas, kas pārvietojas ar ātrumu 1000 km/s sekundē, rada triecienviļņu fronti. Zemas enerģijas daļiņu plūsma lielos uzliesmojumos ir tik intensīva, ka apdraud astronautu dzīvības ārpus Zemes magnētiskā lauka.
