Atmosfére Slunce dominuje nádherný rytmus přílivu a odlivu. Sluneční skvrny, z nichž největší jsou viditelné i bez dalekohledu, jsou oblasti extrémně silných magnetických polí na povrchu hvězdy. Typická zralá skvrna je bílá a má tvar sedmikrásky. Skládá se z tmavého centrálního jádra zvaného umbra, což je smyčka magnetického toku rozprostírající se vertikálně zespodu, a světlejší prstenec vláken kolem něj, nazývaný penumbra, ve kterém se magnetické pole rozšiřuje vodorovně.
Sluneční skvrny
Na začátku dvacátého století. George Ellery Hale pomocí svého nového dalekohledu k pozorování sluneční aktivity v reálném čase zjistil, že spektrum slunečních skvrn je podobné spektru chladných červených hvězd typu M. Ukázal tedy, že stín se zdá tmavý, protože jeho teplota je jen asi 3000 K, mnohem méně než okolní teplota 5800 K.fotosféra. Magnetický tlak a tlak plynu v místě musí vyrovnávat okolní tlak. Musí se ochladit, aby vnitřní tlak plynu byl výrazně nižší než vnější. V "chladných" oblastech probíhají intenzivní procesy. Sluneční skvrny jsou chlazeny potlačením konvekce, která přenáší teplo zespodu, silným polem. Z tohoto důvodu je spodní hranice jejich velikosti 500 km. Menší místa jsou rychle zahřátá okolním zářením a zničena.
Navzdory nedostatku konvekce je v polích hodně organizovaného pohybu, většinou v částečném stínu, kde to horizontální linie pole umožňují. Příkladem takového pohybu je efekt Evershed. Jedná se o proudění o rychlosti 1 km/s ve vnější polovině polostínu, které přesahuje jeho hranice v podobě pohybujících se objektů. Posledně jmenované jsou prvky magnetického pole, které proudí směrem ven přes oblast obklopující skvrnu. V chromosféře nad ním se obrácený Evershed tok jeví jako spirály. Vnitřní polovina polostínu se pohybuje směrem ke stínu.
Sluneční skvrny také kolísají. Když část fotosféry známá jako "světelný most" překročí stín, dochází k rychlému horizontálnímu toku. Přestože je pole stínu příliš silné na to, aby umožnilo pohyb, v chromosféře těsně nad ním dochází k rychlým oscilacím s periodou 150 s. Nad polostínem se nacházejí tzv. postupující vlny šířící se radiálně ven s periodou 300 s.
Počet slunečních skvrn
Sluneční aktivita systematicky prochází přes celý povrch hvězdy mezi 40°zeměpisnou šířku, což naznačuje globální povahu tohoto jevu. Přes značné kolísání cyklu je celkově působivě pravidelný, o čemž svědčí dobře zavedené pořadí v číselných a zeměpisných polohách slunečních skvrn.
Na začátku období se počet skupin a jejich velikost rychle zvyšuje, až po 2–3 letech dosáhne maximálního počtu a po dalším roce maximální plochy. Průměrná doba života skupiny je asi jedna rotace Slunce, ale malá skupina může trvat pouze 1 den. Největší skupiny slunečních skvrn a největší erupce se obvykle vyskytují 2 nebo 3 roky po dosažení limitu slunečních skvrn.
Může mít až 10 skupin a 300 spotů a jedna skupina může mít až 200. Průběh cyklu může být nepravidelný. I blízko maxima se může počet slunečních skvrn dočasně výrazně snížit.
11letý cyklus
Počet slunečních skvrn se vrací na minimum přibližně každých 11 let. V tuto chvíli je na Slunci několik malých podobných útvarů, obvykle v nízkých zeměpisných šířkách, a po několik měsíců mohou zcela chybět. Nové sluneční skvrny se začínají objevovat ve vyšších zeměpisných šířkách, mezi 25° a 40°, s opačnou polaritou než v předchozím cyklu.
Zároveň mohou existovat nové skvrny ve vysokých zeměpisných šířkách a staré skvrny v nízkých zeměpisných šířkách. První skvrny nového cyklu jsou malé a žijí jen několik dní. Protože doba rotace je 27 dní (delší ve vyšších zeměpisných šířkách), obvykle se nevracejí a novější jsou blíže rovníku.
Na 11letý cykluskonfigurace magnetické polarity skupin slunečních skvrn je na dané polokouli stejná a na druhé polokouli je v opačném směru. V dalším období se to mění. Nové sluneční skvrny ve vysokých zeměpisných šířkách na severní polokouli tedy mohou mít kladnou polaritu a poté zápornou polaritu a skupiny z předchozího cyklu na nízké zeměpisné šířce budou mít opačnou orientaci.
Postupně staré skvrny mizí a nové se objevují ve velkém počtu a velikostech v nižších zeměpisných šířkách. Jejich distribuce je ve tvaru motýla.
Plný cyklus
Protože se konfigurace magnetické polarity skupin slunečních skvrn mění každých 11 let, vrací se každých 22 let na stejnou hodnotu a toto období je považováno za období úplného magnetického cyklu. Na začátku každé periody má celkové pole Slunce, určené dominantním polem na pólu, stejnou polaritu jako skvrny předchozí. Když se aktivní oblasti zlomí, magnetický tok se rozdělí na úseky s kladným a záporným znaménkem. Poté, co se ve stejné zóně objeví a zmizí mnoho skvrn, se vytvoří velké unipolární oblasti s jedním nebo druhým znamením, které se pohybují směrem k odpovídajícímu pólu Slunce. Během každého minima na pólech dominuje tok další polarity v této polokouli, a to je pole, jak je vidět ze Země.
Pokud jsou ale všechna magnetická pole vyvážená, jak se rozdělí na velké unipolární oblasti, které řídí polární pole? Tato otázka nebyla zodpovězena. Pole přibližující se k pólům rotují pomaleji než sluneční skvrny v rovníkové oblasti. Nakonec slabá pole dosáhnou pólu a obrátí dominantní pole. Tím se obrací polarita, kterou by měla zaujmout přední místa nových skupin, čímž pokračuje 22letý cyklus.
Historické důkazy
I když byl cyklus sluneční aktivity po několik staletí poměrně pravidelný, došlo v něm k významným odchylkám. V letech 1955-1970 bylo mnohem více slunečních skvrn na severní polokouli a v roce 1990 dominovaly na jižní. Tyto dva cykly, které vyvrcholily v letech 1946 a 1957, byly největší v historii.
Anglický astronom W alter Maunder našel důkazy o období nízké sluneční magnetické aktivity, což naznačuje, že mezi lety 1645 a 1715 bylo pozorováno velmi málo slunečních skvrn. Ačkoli byl tento jev poprvé objeven kolem roku 1600, během tohoto období bylo zaznamenáno jen málo pozorování. Toto období se nazývá Mound minimum.
Zkušení pozorovatelé hlásili objevení se nové skupiny spotů jako velkou událost s tím, že je neviděli mnoho let. Po roce 1715 se tento fenomén vrátil. To se shodovalo s nejchladnějším obdobím v Evropě od roku 1500 do roku 1850. Souvislost mezi těmito jevy však nebyla prokázána.
Existují důkazy pro další podobná období v intervalech zhruba 500 let. Když je sluneční aktivita vysoká, silná magnetická pole generovaná slunečním větrem blokují vysokoenergetické galaktické kosmické záření přibližující se k Zemi, což má za následek menšítvorba uhlíku-14. Měření 14С v letokruhů potvrzuje nízkou aktivitu Slunce. 11letý cyklus byl objeven až ve 40. letech 19. století, takže pozorování před tím byla nepravidelná.
Ephemerální oblasti
Kromě slunečních skvrn existuje mnoho malých dipólů nazývaných efemérní aktivní oblasti, které existují v průměru méně než jeden den a nacházejí se po celém Slunci. Jejich počet dosahuje 600 za den. Přestože jsou efemérní oblasti malé, mohou tvořit významnou část magnetického toku Slunce. Ale protože jsou neutrální a spíše malé, pravděpodobně nehrají roli ve vývoji cyklu a modelu globálního pole.
Významnosti
Toto je jeden z nejkrásnějších jevů, které lze pozorovat během sluneční aktivity. Jsou podobné mrakům v zemské atmosféře, ale jsou podporovány spíše magnetickými poli než tepelnými toky.
Plazma iontů a elektronů, které tvoří sluneční atmosféru, nemůže přes gravitační sílu překročit horizontální siločáry. Prominence se vyskytují na hranicích mezi opačnými polaritami, kde siločáry mění směr. Jsou tedy spolehlivými indikátory náhlých přechodů polí.
Stejně jako v chromosféře jsou protuberance průhledné v bílém světle a s výjimkou úplného zatmění by měly být pozorovány v Hα (656, 28 nm). Během zatmění dává červená linie Hα protuberance krásný růžový odstín. Jejich hustota je mnohem nižší než hustota fotosféry, protože i ona jemálo kolizí. Pohlcují záření zespodu a vyzařují ho všemi směry.
Světlo viděné ze Země během zatmění postrádá vzestupné paprsky, takže protuberance se zdají tmavší. Ale protože je obloha ještě tmavší, vypadají na jejím pozadí jasně. Jejich teplota je 5000-50000 K.
Typy význačností
Existují dva hlavní typy nápadností: tiché a přechodné. První z nich jsou spojeny s magnetickými poli ve velkém měřítku, které označují hranice unipolárních magnetických oblastí nebo skupin slunečních skvrn. Vzhledem k tomu, že takové oblasti žijí dlouhou dobu, totéž platí pro tiché výběžky. Mohou mít různé tvary – živé ploty, zavěšené mraky nebo trychtýře, ale vždy jsou dvourozměrné. Stabilní vlákna se často stávají nestabilními a vybuchují, ale mohou také jednoduše zmizet. Klidné výběžky žijí několik dní, ale na magnetické hranici se mohou vytvořit nové.
Přechodné protuberance jsou nedílnou součástí sluneční aktivity. Patří mezi ně výtrysky, což je neuspořádaná masa materiálu vyvržená erupcí, a shluky, což jsou kolimované proudy malých emisí. V obou případech se část hmoty vrací na povrch.
Význačnosti ve tvaru smyčky jsou důsledky těchto jevů. Během erupce ohřívá proud elektronů povrch až na miliony stupňů a vytváří horké (více než 10 milionů K) koronální protuberance. Silně vyzařují, jsou ochlazovány a zbaveny podpory sestupují na povrch ve forměelegantní smyčky, sledující magnetické siločáry.
Bliká
Nejpozoruhodnějším jevem spojeným se sluneční aktivitou jsou erupce, které jsou prudkým uvolněním magnetické energie z oblasti slunečních skvrn. Navzdory vysoké energii je většina z nich ve viditelném frekvenčním rozsahu téměř neviditelná, protože k emisi energie dochází v průhledné atmosféře a ve viditelném světle lze pozorovat pouze fotosféru, která dosahuje relativně nízkých úrovní energie.
Záblesky jsou nejlépe vidět v linii Hα, kde jas může být 10krát větší než v sousední chromosféře a 3krát vyšší než v okolním kontinuu. V Hα pokryje velká erupce několik tisíc slunečních disků, ale ve viditelném světle se objeví jen několik malých jasných bodů. Energie uvolněná v tomto případě může dosáhnout 1033 erg, což se rovná výkonu celé hvězdy za 0,25 s. Většina této energie je zpočátku uvolněna ve formě vysokoenergetických elektronů a protonů a viditelné záření je sekundární efekt způsobený dopadem částic na chromosféru.
Typy ohnisek
Velikostní rozsah vzplanutí je široký – od gigantických, bombardujících Zemi částicemi, až po sotva znatelné. Obvykle se klasifikují podle souvisejících rentgenových toků s vlnovými délkami od 1 do 8 angstromů: Cn, Mn nebo Xn pro více než 10-6, 10-5 a 10-4 W/m2. Takže M3 na Zemi odpovídá 3× toku10-5 W/m2. Tento indikátor není lineární, protože měří pouze vrchol a ne celkové záření. Energie uvolněná ve 3-4 největších vzplanutích každý rok je ekvivalentní součtu energií všech ostatních.
Typy částic vytvořených záblesky se mění v závislosti na místě zrychlení. Mezi Sluncem a Zemí není dostatek materiálu pro ionizující srážky, takže si zachovávají svůj původní stav ionizace. Částice urychlené v koroně rázovými vlnami vykazují typickou koronální ionizaci 2 miliony K. Částice urychlené v tělese světlice mají výrazně vyšší ionizaci a extrémně vysoké koncentrace He3, vzácného izotopu helium pouze s jedním neutronem.
Většina velkých erupcí se vyskytuje u malého počtu hyperaktivních velkých skupin slunečních skvrn. Skupiny jsou velké shluky jedné magnetické polarity obklopené opačnou. Ačkoli je předpověď aktivity slunečních erupcí možná díky přítomnosti takových útvarů, výzkumníci nemohou předpovědět, kdy se objeví, a nevědí, co je produkuje.
Dopad na Zemi
Kromě toho, že Slunce poskytuje světlo a teplo, dopadá na Zemi prostřednictvím ultrafialového záření, neustálého proudu slunečního větru a částic z velkých erupcí. Ultrafialové záření vytváří ozónovou vrstvu, která zase chrání planetu.
Měkké (dlouhé vlnové délky) rentgenové paprsky ze sluneční koróny vytvářejí vrstvy ionosféry, které vytvářejímožná krátkovlnná rádiová komunikace. Ve dnech sluneční aktivity se záření z koróny (pomalu měnící se) a erupcí (impulzivní) zvyšuje, aby se vytvořila lepší odrazová vrstva, ale hustota ionosféry se zvyšuje, dokud nejsou rádiové vlny pohlceny a krátkovlnná komunikace není omezena.
Tvrdší (kratší vlnová délka) Rentgenové pulsy z erupcí ionizují nejnižší vrstvu ionosféry (vrstva D) a vytvářejí rádiové emise.
Rotující magnetické pole Země je dostatečně silné, aby zablokovalo sluneční vítr a vytvořilo magnetosféru, kterou částice a pole obtékají. Na straně protilehlé svítidlu tvoří siločáry strukturu zvanou geomagnetický oblak nebo ocas. Když sluneční vítr zesílí, dojde k prudkému nárůstu zemského pole. Když se meziplanetární pole přepne v opačném směru než na Zemi, nebo když na něj narazí velká mračna částic, magnetická pole v oblacích se rekombinují a energie se uvolní, aby se vytvořily polární záře.
Magnetické bouře a sluneční aktivita
Pokaždé, když kolem Země obíhá velká koronální díra, sluneční vítr se zrychlí a dojde ke geomagnetické bouři. To vytváří 27denní cyklus, zvláště patrný na minimu slunečních skvrn, který umožňuje předpovídat sluneční aktivitu. Velké erupce a další jevy způsobují výrony koronální hmoty, oblaka energetických částic, které tvoří prstencový proud kolem magnetosféry a způsobují prudké kolísání zemského pole, nazývané geomagnetické bouře. Tyto jevy narušují rádiovou komunikaci a vytvářejí přepětí na dálkových vedeních a jiných dlouhých vodičích.
Snad nejzajímavější ze všech pozemských jevů je možný dopad sluneční aktivity na klima naší planety. Minimum mohyly se zdá rozumné, ale existují další jasné efekty. Většina vědců věří, že existuje důležité spojení, které je maskováno řadou dalších jevů.
Protože nabité částice sledují magnetická pole, korpuskulární záření není pozorováno ve všech velkých erupcích, ale pouze v těch, které se nacházejí na západní polokouli Slunce. Siločáry z jeho západní strany dosahují k Zemi a směřují tam částice. Ty jsou většinou protony, protože vodík je dominantním stavebním prvkem Slunce. Mnoho částic pohybujících se rychlostí 1000 km/s za sekundu vytváří čelo rázové vlny. Tok nízkoenergetických částic ve velkých erupcích je tak intenzivní, že ohrožuje životy astronautů mimo magnetické pole Země.
