Атмосферата на Слънцето е доминирана от прекрасен ритъм на приливи и отливи. Слънчевите петна, най-големите от които се виждат дори без телескоп, са области с изключително силни магнитни полета върху повърхността на звезда. Типично зряло петно е бяло и с форма на маргаритка. Състои се от тъмна централна сърцевина, наречена тъмбра, която представлява верига от магнитен поток, простираща се вертикално отдолу, и по-светъл пръстен от влакна около него, наречен полусянка, в който магнитното поле се простира навън хоризонтално..
Слънчеви петна
В началото на ХХ век. Джордж Елъри Хейл, използвайки новия си телескоп за наблюдение на слънчевата активност в реално време, установи, че спектърът на слънчевите петна е подобен на този на хладните червени звезди от М-тип. По този начин той показа, че сянката изглежда тъмна, защото нейната температура е само около 3000 K, много по-малко от температурата на околната среда от 5800 K.фотосфера. Магнитното и газовото налягане в точката трябва да балансира околното налягане. Трябва да се охлади така, че вътрешното налягане на газа да стане значително по-ниско от външното. В "хладните" зони протичат интензивни процеси. Слънчевите петна се охлаждат чрез потискане на конвекцията, която пренася топлина отдолу, чрез силно поле. Поради тази причина долната граница на техния размер е 500 км. По-малките петна бързо се нагряват от околната радиация и се унищожават.
Въпреки липсата на конвекция, има много организирано движение в петната, предимно в частична сянка, където хоризонталните линии на полето го позволяват. Пример за такова движение е ефектът Evershed. Това е поток със скорост 1 km/s във външната половина на полусяната, който се простира отвъд неговите граници под формата на движещи се обекти. Последните са елементи на магнитното поле, които текат навън над областта около петното. В хромосферата над него обратният поток на Evershed изглежда като спирали. Вътрешната половина на полусяната се движи към сянката.
Слънчевите петна също се колебаят. Когато участък от фотосферата, известен като "светлинния мост", пресича сянката, има бърз хоризонтален поток. Въпреки че полето на сянка е твърде силно, за да позволи движение, има бързи трептения с период от 150 s в хромосферата точно отгоре. Над полусяната има т.нар. пътуващи вълни, разпространяващи се радиално навън с период от 300 s.
Брой слънчеви петна
Слънчевата активност систематично преминава по цялата повърхност на звездата между 40°географска ширина, което показва глобалния характер на това явление. Въпреки значителните колебания в цикъла, той като цяло е впечатляващо редовен, както се вижда от добре установения ред в числените и географските позиции на слънчевите петна.
В началото на периода броят на групите и техните размери нарастват бързо, докато след 2–3 години се достигне максималният брой, а след друга година - максималната площ. Средният живот на една група е около едно завъртане на Слънцето, но малка група може да продължи само 1 ден. Най-големите групи слънчеви петна и най-големите изригвания обикновено се случват 2 или 3 години след достигане на границата на слънчевите петна.
Може да има до 10 групи и 300 места, а една група може да има до 200. Ходът на цикъла може да е нередовен. Дори близо до максимума, броят на слънчевите петна може временно да намалее значително.
11-годишен цикъл
Броят на слънчевите петна се връща до минимум на всеки 11 години. По това време на Слънцето има няколко малки подобни образувания, обикновено на ниски географски ширини и в продължение на месеци те могат да отсъстват изобщо. Нови слънчеви петна започват да се появяват на по-високи географски ширини, между 25° и 40°, с обратен полярност от предишния цикъл.
В същото време, нови петна могат да съществуват на високи географски ширини и стари места на ниски географски ширини. Първите петна от новия цикъл са малки и живеят само няколко дни. Тъй като периодът на ротация е 27 дни (по-дълъг на по-високи географски ширини), те обикновено не се връщат, а по-новите са по-близо до екватора.
За 11-годишен цикълконфигурацията на магнитната полярност на групите слънчеви петна е една и съща в дадено полукълбо и е в обратна посока в другото полукълбо. Променя се през следващия период. Така новите слънчеви петна на високи географски ширини в северното полукълбо могат да имат положителна полярност и след това отрицателна полярност, а групите от предишния цикъл на ниска ширина ще имат противоположна ориентация.
Постепенно старите петна изчезват, а нови се появяват в голям брой и размери на по-ниски географски ширини. Разпределението им е оформено като пеперуда.
Пълен цикъл
Тъй като конфигурацията на магнитната полярност на групите слънчеви петна се променя на всеки 11 години, тя се връща към същата стойност на всеки 22 години и този период се счита за период на пълен магнитен цикъл. В началото на всеки период общото поле на Слънцето, определено от доминиращото поле на полюса, има същата полярност като петната от предходния. Тъй като активните области се разрушават, магнитният поток се разделя на участъци с положителен и отрицателен знак. След появата и изчезването на много петна в една и съща зона се образуват големи еднополярни области с един или друг знак, които се придвижват към съответния полюс на Слънцето. По време на всеки минимум на полюсите, потокът на следващата полярност в това полукълбо доминира и това е полето, както се вижда от Земята.
Но ако всички магнитни полета са балансирани, как се разделят на големи еднополярни области, които управляват полярното поле? Този въпрос не е получил отговор. Полетата, приближаващи се до полюсите, се въртят по-бавно от слънчевите петна в екваториалната област. В крайна сметка слабите полета достигат до полюса и обръщат доминантното поле. Това обръща полярността, която трябва да заемат водещите места на новите групи, като по този начин продължава 22-годишният цикъл.
Исторически доказателства
Въпреки че цикълът на слънчевата активност е бил доста редовен в продължение на няколко века, има значителни вариации в него. През 1955-1970 г. има много повече слънчеви петна в северното полукълбо, а през 1990 г. те доминират в южното. Двата цикъла, достигащи пика през 1946 и 1957 г., са най-големите в историята.
Английският астроном Уолтър Маундер намери доказателства за период на ниска слънчева магнитна активност, което показва, че много малко слънчеви петна са наблюдавани между 1645 и 1715 г. Въпреки че това явление е открито за първи път около 1600 г., през този период са регистрирани малко наблюдения. Този период се нарича минимум на могилата.
Опитни наблюдатели отчетоха появата на нова група петна като страхотно събитие, отбелязвайки, че не са ги виждали от много години. След 1715 г. това явление се завръща. Той съвпада с най-студения период в Европа от 1500 до 1850 г. Връзката между тези явления обаче не е доказана.
Има някои доказателства за други подобни периоди на приблизително 500-годишни интервали. Когато слънчевата активност е висока, силните магнитни полета, генерирани от слънчевия вятър, блокират високоенергийните галактически космически лъчи, приближаващи Земята, което води до по-малкообразуването на въглерод-14. Измерването на 14С в дървесни пръстени потвърждава ниската активност на Слънцето. 11-годишният цикъл не е открит до 1840-те, така че наблюденията преди това време са нередовни.
Ефимерни зони
В допълнение към слънчевите петна има много малки диполи, наречени ефимерни активни области, които съществуват средно по-малко от един ден и се намират по цялото Слънце. Броят им достига 600 на ден. Въпреки че ефимерните области са малки, те могат да съставляват значителна част от слънчевия магнитен поток. Но тъй като те са неутрални и доста малки, те вероятно не играят роля в еволюцията на цикъла и глобалния модел на полето.
проминанси
Това е едно от най-красивите явления, които могат да се наблюдават по време на слънчева активност. Те са подобни на облаците в земната атмосфера, но се поддържат от магнитни полета, а не от топлинни потоци.
Плазмата от йони и електрони, които изграждат слънчевата атмосфера, не може да пресича хоризонталните линии на полето, въпреки силата на гравитацията. Изпъкналости се появяват на границите между противоположните полярности, където силовите линии променят посоката. По този начин те са надеждни индикатори за резки преходи на полето.
Както в хромосферата, изпъкналостите са прозрачни в бяла светлина и, с изключение на пълните затъмнения, трябва да се наблюдават в Hα (656, 28 nm). По време на затъмнение, червената линия Hα придава на изпъкналостите красив розов оттенък. Тяхната плътност е много по-ниска от тази на фотосферата, тъй като тя също е такавамалко сблъсъци. Те поглъщат радиация отдолу и я излъчват във всички посоки.
Светлината, наблюдавана от Земята по време на затъмнение, е лишена от възходящи лъчи, така че изпъкналостите изглеждат по-тъмни. Но тъй като небето е още по-тъмно, те изглеждат ярки на фона му. Температурата им е 5000-50000 K.
Видове изпъкналости
Има два основни типа изпъкналост: тихи и преходни. Първите са свързани с широкомащабни магнитни полета, които маркират границите на еднополярни магнитни области или групи слънчеви петна. Тъй като такива райони живеят дълго време, същото важи и за тихите забележителности. Те могат да имат различни форми – жив плет, висящи облаци или фунии, но винаги са двуизмерни. Стабилните нишки често стават нестабилни и изригват, но могат и просто да изчезнат. Спокойните изпъкналости живеят няколко дни, но могат да се образуват нови на магнитната граница.
Преходните изпъкналости са неразделна част от слънчевата активност. Те включват струи, които представляват дезорганизирана маса от материал, изхвърлен от факел, и бучки, които са колимирани потоци от малки емисии. И в двата случая част от материята се връща на повърхността.
Изпъкналости с форма на бримка са последствията от тези явления. По време на изригването електронният поток загрява повърхността до милиони градуси, образувайки горещи (повече от 10 милиона K) коронални издатини. Те силно излъчват, охладени и лишени от опора, слизат на повърхността във форматаелегантни бримки, следващи магнитните линии на сила.
Мига
Най-зрелищният феномен, свързан със слънчевата активност, са изригвания, които представляват рязко освобождаване на магнитна енергия от областта на слънчевите петна. Въпреки високата енергия, повечето от тях са почти невидими във видимия честотен диапазон, тъй като енергийното излъчване се случва в прозрачна атмосфера и само фотосферата, която достига относително ниски енергийни нива, може да се наблюдава във видима светлина.
Изригванията се виждат най-добре в линията Hα, където яркостта може да бъде 10 пъти по-голяма, отколкото в съседната хромосфера, и 3 пъти по-висока, отколкото в околния континуум. В Hα голямо изригване ще покрие няколко хиляди слънчеви диска, но във видимата светлина се появяват само няколко малки ярки петна. Освободената енергия в този случай може да достигне 1033 erg, което е равно на изхода на цялата звезда за 0,25 s. По-голямата част от тази енергия първоначално се освобождава под формата на високоенергийни електрони и протони, а видимото излъчване е вторичен ефект, причинен от въздействието на частиците върху хромосферата.
Видове огнища
Размерът на изригванията е широк - от гигантски, бомбардиращи Земята с частици, до едва забележими. Обикновено се класифицират по свързаните с тях рентгенови потоци с дължини на вълната от 1 до 8 ангстрема: Cn, Mn или Xn за повече от 10-6, 10-5 и 10-4 W/m2 съответно. Така че M3 на Земята съответства на 3× поток10-5 W/m2. Този индикатор не е линеен, тъй като измерва само пика, а не общото излъчване. Енергията, отделяна при 3-4 най-големи изригвания всяка година, е еквивалентна на сумата от енергиите на всички останали.
Видовете частици, създадени от светкавици, се променят в зависимост от мястото на ускорение. Между Слънцето и Земята няма достатъчно материал за йонизиращи сблъсъци, така че те запазват първоначалното си състояние на йонизация. Частиците, ускорени в короната от ударни вълни, показват типична коронална йонизация от 2 милиона K. Частиците, ускорени в тялото на факела, имат значително по-висока йонизация и изключително високи концентрации на He3, рядък изотоп на хелий само с един неутрон.
Повечето големи изригвания се появяват в малък брой хиперактивни големи групи слънчеви петна. Групите са големи клъстери с една магнитна полярност, заобиколени от противоположната. Въпреки че прогнозата за активността на слънчевите изригвания е възможна поради наличието на такива образувания, изследователите не могат да предскажат кога ще се появят и не знаят какво ги произвежда.
Удар върху Земята
В допълнение към осигуряването на светлина и топлина, Слънцето въздейства върху Земята чрез ултравиолетова радиация, постоянен поток от слънчев вятър и частици от големи изригвания. Ултравиолетовото лъчение създава озоновия слой, който от своя страна защитава планетата.
Меки (с дълга дължина на вълната) рентгенови лъчи от слънчевата корона създават слоеве от йоносферата, които правятвъзможна късовълнова радиовръзка. В дните на слънчева активност, радиацията от короната (бавно променяща се) и изригванията (импулсивна) се увеличава, за да се създаде по-добър отразяващ слой, но плътността на йоносферата се увеличава, докато радиовълните се абсорбират и късовълновите комуникации не се възпрепятстват.
По-твърди (с по-къса дължина на вълната) рентгенови импулси от изригвания йонизират най-ниския слой на йоносферата (D-слой), създавайки радио излъчване.
Въртящото се магнитно поле на Земята е достатъчно силно, за да блокира слънчевия вятър, образувайки магнитосфера, около която се движат частици и полета. От страната срещу светилото линиите на полето образуват структура, наречена геомагнитен шлейф или опашка. Когато слънчевият вятър се увеличи, се наблюдава рязко увеличаване на земното поле. Когато междупланетното поле се превключи в посока, обратна на тази на Земята, или когато големи облаци от частици го ударят, магнитните полета в струята се рекомбинират и енергията се освобождава, за да създаде полярните сияния.
Магнитни бури и слънчева активност
Всеки път, когато голяма коронална дупка обикаля около Земята, слънчевият вятър се ускорява и възниква геомагнитна буря. Това създава 27-дневен цикъл, особено забележим при минимума на слънчевите петна, което прави възможно прогнозирането на слънчевата активност. Големите изригвания и други явления причиняват изхвърляне на коронална маса, облаци от енергийни частици, които образуват пръстеновиден ток около магнитосферата, причинявайки резки флуктуации в земното поле, наречени геомагнитни бури. Тези явления нарушават радиокомуникациите и създават токови удари по линии на дълги разстояния и други дълги проводници.
Може би най-интригуващият от всички земни феномени е възможното въздействие на слънчевата активност върху климата на нашата планета. Минимумът на могилата изглежда разумен, но има и други ясни ефекти. Повечето учени смятат, че има важна връзка, маскирана от редица други явления.
Тъй като заредените частици следват магнитните полета, корпускулярната радиация не се наблюдава при всички големи изригвания, а само в тези, разположени в западното полукълбо на Слънцето. Силовите линии от западната му страна достигат до Земята, насочвайки частици там. Последните са предимно протони, тъй като водородът е доминиращият съставен елемент на слънцето. Много частици, движещи се със скорост от 1000 km/s в секунда, създават фронт на ударна вълна. Потокът от нискоенергийни частици в големи изригвания е толкова интензивен, че заплашва живота на астронавтите извън магнитното поле на Земята.
