В атмосфері Сонця домінує чудовий ритм припливів і відливів активності. Сонячні плями, найбільші з яких видно навіть без телескопа, є областями надзвичайно сильного магнітного поля на поверхні світила. Типове зріле пляма відрізняється білим кольором і має форму маргаритки. Воно складається з темного центрального ядра, званого тінню, яке являє собою петлю магнітного потоку, що виходить вертикально знизу, і більш світлого кільця волокон навколо нього, званого напівтінню, в якому магнітне поле поширюється назовні по горизонталі.
Сонячні плями
На початку ХХ ст. Джордж Еллері Хейл, спостерігаючи за допомогою свого нового телескопа сонячну активність в реальному часі, виявив, що спектр плям схожий на спектр холодних червоних зірок М-типу. Таким чином, він показав, що тінь здається темною тому, що її температура становить всього близько 3000 K, набагато менше 5800 До навколишнього фотосфери. Магнітне і газове тиск в плямі має врівноважувати навколишнє. Воно має охолоджуватися, щоб внутрішній тиск газу стало значно нижче зовнішнього. У «прохолодних» областях йдуть інтенсивні процеси. Сонячні плями охолоджуються завдяки придушенню сильним полем конвекції, що передає тепло знизу. З цієї причини нижня межа їх розміру дорівнює 500 км. Менші плями швидко нагріваються оточуючим випромінюванням і руйнуються.
Незважаючи на відсутність конвекції, в плямах відбувається багато організованого руху, в основному в півтіні, де горизонтальні лінії поля це дозволяють. Прикладом такого переміщення є ефект Евершеда. Це потік зі швидкістю 1 км/с у зовнішній половині півтіні, який тягнеться за її межі у вигляді рухомих об’єктів. Останні являють собою елементи магнітного поля, які течуть назовні по області, навколишнього пляма. У хромосфере над ним зворотний потік Евершеда проявляється у вигляді спіралей. Внутрішня половина півтіні рухається у напрямку до тіні.
У сонячних плямах також відбуваються коливання. Коли ділянка фотосфери, відомий як «легкий міст», перетинає тінь, спостерігається швидкий горизонтальний потік. Хоча поле тіні надто сильне, щоб дозволити рух, трохи вище в хромосфере виникають швидкі коливання з періодом в 150 с. Над півтінню спостерігаються т. н. біжать хвилі, що поширюються радіально назовні з 300-з періодом.
Кількість сонячних плям
Сонячна активність систематично проходить по всій поверхні світила між 40° широти, що свідчить про глобальний характер цього явища. Незважаючи на значні коливання циклу, в цілому він вражаюче регулярний, що підтверджується добре встановленим порядком у чисельних і широтних положеннях плям.
На початку періоду кількість груп та їх розміри швидко зростають до тих пір, поки через 2-3 роки не буде досягнуто максимальне їх число, а ще через рік – максимум площі. Середній час життя групи становить близько одного обертання Сонця, але невелика група може тривати лише 1 день. Найбільші групи плям і найбільші виверження зазвичай відбуваються через 2 або 3 роки після досягнення межі числа сонячних плям.
Можлива поява до 10 груп і 300 плям, і одна група може налічувати до 200. Протягом циклу може бути нерегулярним. Навіть поблизу максимуму кількість плям може тимчасово значно знижуватися.
11-річний цикл
Кількість плям повертається до мінімуму приблизно кожні 11 років. В цей час на Сонці декількох невеликих подібних утворень, зазвичай на низьких широтах, і місяцями вони можуть бути відсутні взагалі. Нові плями починають з’являтися на більш високих широтах, між 25° і 40°, з полярністю, протилежної попереднього циклу.
Одночасно можуть існувати нові плями на високих широтах і старі – на низьких. Перші плями нового циклу невеликі і живуть лише кілька днів. Оскільки період обертання становить 27 днів (довше в більш високих широтах), вони зазвичай не повертаються, а більш нові виявляються ближче до екватора.
Для 11-річного циклу конфігурація магнітної полярності груп плям однакова в даній півсфері і в іншій півкулі спрямована у протилежному напрямку. Вона змінюється в наступному періоді. Таким чином, нові плями на високих широтах у північній півкулі можуть мати позитивну полярність і наступну за нею негативну, а групи з попереднього циклу на низькій широті будуть мати протилежну орієнтацію.
Поступово старі плями зникають, а нові з’являються у великих кількостях і розмірах на більш низьких широтах. Їх розподіл має форму метелики.
Повний цикл
Оскільки конфігурація магнітної полярності груп сонячних плям змінюється кожні 11 років, вона повертається до одного значення кожні 22 роки, і цей термін вважається періодом повного магнітного циклу. На початку кожного періоду загальне поле Сонця, яке визначається домінуючим полем на полюсі, має ту ж полярність, що і плями попереднього. По мірі розриву активних областей магнітний потік розділяється на ділянки з позитивним і негативним знаком. Після того, як безліч плям з’явилося і зникло в одній і тій же зоні, утворюються великі однополярні регіони з тим чи іншим знаком, які рухаються до відповідного полюса Сонця. Під час кожного мінімуму на полюсах переважає потік такій полярності в цій півкулі, і це поле, видимий із Землі.
Але якщо всі магнітні поля збалансовані, як вони діляться на великі уніполярні області, які керують полярним полем? На це питання відповіді не знайдено. Поля, що наближаються до полюсів, обертаються повільніше, ніж сонячні плями в екваторіальній області. Зрештою слабкі поля досягають полюса і реверсують домінуюче полі. Це змінює полярність, яку повинні приймати провідні плями нових груп, тим самим продовжуючи 22-річний цикл.
Історичні свідоцтва
Хоча цикл сонячної активності протягом кількох століть був досить регулярним, спостерігалися і його значні варіації. У 1955-1970 роках набагато більше плям було в північній півкулі, а в 1990 р. вони домінували в південному. Два цикли, які досягли максимуму в 1946 і 1957 роках, були найбільшими в історії.
Англійський астроном Уолтер Маундер виявив докази періоду низької сонячної магнітної активності, вказавши, що між 1645 і 1715 роками спостерігалося дуже мало плям. Хоча це явище вперше було виявлено приблизно у 1600 р., за цей період було зафіксовано мало випадків їх спостереження. Цей період називається мінімумом Маунда.
Досвідчені спостерігачі повідомили про появу нової групи плям як про велику подію, зазначивши, що вони не бачили їх протягом багатьох років. Після 1715 року це явище повернулося. Воно співпало з самим холодним періодом в Європі з 1500 по 1850 р. Однак зв’язок цих явищ, так і не була доведена.
Є деякі дані про інших подібних періодах з інтервалами приблизно 500 років. Коли сонячна активність висока, сильні магнітні поля, утворені сонячним вітром, блокують високоенергетичні галактичні космічні промені, що наближаються до Землі, що веде до меншого утворення вуглецю-14. Вимірювання 14С в кільцях дерев підтверджує низьку активність Сонця. 11-річний цикл не був виявлений до 1840-х років, тому спостереження до цього часу були нерегулярними.
Ефемерні області
Крім сонячних плям, з’являється безліч крихітних диполів, званих ефемерними активними областями, які існують в середньому менше доби і зустрічаються по всьому Сонця. Їх кількість сягає 600 на день. Хоча ефемерні області невеликі, вони можуть становити значну частину магнітного потоку світила. Але так як вони нейтральні і досить малі, то, ймовірно, не грають ролі в еволюції циклу і глобальної моделі поля.
Протуберанці
Це одне з найкрасивіших явищ, які можна спостерігати під час сонячної активності. Вони подібні хмар в земній атмосфері, але підтримуються магнітними полями, а не тепловими потоками.
Плазма з іонів та електронів, складова сонячну атмосферу, не може перетинати горизонтальні лінії поля, не дивлячись на силу тяжіння. Протуберанці виникають на кордонах між протилежними полярностями, де лінії поля змінюють напрямок. Таким чином, вони є надійними індикаторами різких польових переходів.
Як і в хромосфере, протуберанці прозорі в білому світі і, за винятком повних затемнень, повинні спостерігатися у Hα (656,28 нм). Під час затемнення червона лінія Hα надає протуберанцам красивий рожевий відтінок. Їх щільність є значно нижчою, ніж у фотосфери, оскільки для генерації випромінювання занадто мало зіткнень. Вони поглинають випромінювання знизу і випромінюють його у всіх напрямках.
Світло, видимий із Землі під час затемнення, позбавлений висхідних променів, тому протуберанці виглядають темнішими. Але оскільки небо ще темніше, то на його тлі вони здаються яскравими. Їх температура становить 5000-50000 К.
Види протуберанців
Існують два основних типи протуберанців: спокійні і перехідні. Перші пов’язані з великомасштабними магнітними полями, що позначають межі однополярних магнітних областей або груп сонячних плям. Оскільки такі ділянки живуть довго, то ж справедливо і для спокійних протуберанців. Вони можуть мати різну форму – огорожі, зважених хмар або воронок, але завжди двумерны. Стабільні волокна часто стають нестабільними і вивергаються, але також можуть просто зникнути. Спокійні протуберанці живуть кілька днів, але на магнітній кордоні можуть утворюватись нові.
Перехідні протуберанці є невід’ємною частиною сонячної активності. До них відносяться струменя, що представляють собою дезорганизованную масу матеріалу, викинутого спалахом, і згустки – коллимированные потоки невеликих викидів. В обох випадках частина речовини повертається на поверхню.
Петлеподібні протуберанці є наслідками цих явищ. В процесі спалаху потік електронів нагріває поверхню до мільйонів градусів, формуючи гарячі (понад 10 млн K) коронарні протуберанці. Вони сильно випромінюють, охолоджуючись, і позбавлені опори, спускаються до поверхні у вигляді елегантних петель, слідуючи магнітним силовим лініям.
Спалаху
Найбільш ефектним явищем, пов’язаним з сонячною активністю, є спалахи, які являють собою різке вивільнення магнітної енергії з області сонячних плям. Незважаючи на велику енергію, більшість з них майже невидимі в видимому діапазоні частот, оскільки випромінювання енергії відбувається в прозорій атмосфері, і тільки фотосферу, яка досягає відносно невеликих енергетичних рівнів, можна спостерігати у видимому світлі.
Спалахи найкраще видно в лінії Hα, де яскравість може бути в 10 разів більше, ніж у сусідній хромосфере, і у 3 рази вища, ніж у навколишньому континуумі. У Hα велика спалах буде покривати кілька тисяч сонячних дисків, але у видимому світлі з’являються лише кілька невеликих яскравих плям. Енергія, що виділяється при цьому, може досягати 1033 ерг, що дорівнює виходу всього світила за 0,25 с. Велика частина цієї енергії спочатку вивільняється у вигляді високоенергетичних електронів і протонів, а видиме випромінювання є вторинним ефектом, викликаним впливом частинок на хромосферу.
Види спалахів
Діапазон розмірів спалахів широкий – від гігантських, що бомбардують частками Землю, до ледь помітних. Вони звичайно класифікуються по пов’язаними з ними потоками рентгенівських променів з довжиною хвилі від 1 до 8 ангстрем: Cn, Mn або Xn для більш 10-6, 10-5 і 10-4 Вт/м2 відповідно. Таким чином, M3 на Землі відповідає потоку 3 × 10-5 Вт/м2. Цей показник не є лінійним, так як вимірює тільки пік, а не загальне випромінювання. Енергія, що виділяється в 3-4 найбільших спалахах кожен рік, еквівалентна сумі енергій всіх інших.
Види частинок, створюваних спалахами, змінюються в залежності від місця прискорення. Між Сонцем і Землею недостатньо речовини для іонізуючих зіткнень, тому вони зберігають свій первісний стан іонізації. Частинки, прискорені в короні ударними хвилями, демонструють типову корональних іонізацію в 2 млн К. Частинки, прискорені в тілі спалаху, мають значно більш високу іонізацію і надзвичайно високі концентрації Не3, рідкісного ізотопу гелію тільки з одним нейтроном.
Більшість великих спалахів відбувається в невеликій кількості надактивних великих груп сонячних плям. Групи представляють собою великі скупчення однієї магнітної полярності, оточені протилежною. Хоча прогноз сонячної активності у вигляді спалахів можливий за наявності таких утворень, дослідники не можуть передбачити, коли вони з’являться, і не знають, що їх виробляє.
Вплив на Землю
Крім забезпечення світла і тепла, Сонце впливає на Землю через ультрафіолетове випромінювання, постійний потік сонячного вітру і частинок від великих спалахів. Ультрафіолетове випромінювання створює озоновий шар, який, в свою чергу, захищає планету.
М’які (довгохвильові) рентгенівські промені з сонячної корони створюють шари іоносфери, які роблять можливим короткохвильове радіоповідомлення. В дні підвищеної сонячної активності випромінювання корони (повільно змінюється) і спалахів (імпульсивне) збільшується, створюючи кращий відображає шар, але щільність іоносфери зростає до тих пір, поки радіохвилі не будуть поглинатися і короткохвильова зв’язок не буде утруднена.
Більш жорсткі (короткохвильові) рентгенівські імпульси від спалахів іонізують найнижчий шар іоносфери (D-шар), створюючи радіовипромінювання.
Обертове магнітне поле Землі досить сильний, щоб блокувати сонячний вітер, формуючи магнітосферу, яку обтікають частинки і поля. На стороні, протилежній світила, лінії поля утворюють структуру, звану геомагнітним шлейфом або хвостом. Коли сонячний вітер посилюється, відбувається різке збільшення поля Землі. Коли міжпланетне поле перемикається в напрямку, протилежному земному, або коли в нього потрапляють великі хмари частинок, магнітні поля в шлейфі знову з’єднуються і виділяється енергія, що створює полярні сяйва.
Магнітні бурі і сонячна активність
Кожен раз, коли велика корональна діра звертається до Землі, сонячний вітер прискорюється і виникає геомагнітна буря. Це створює 27-денний цикл, особливо помітний на мінімумі сонячних плям, що дозволяє робити прогноз сонячної активності. Великі спалахи та інші явища викликають викиди корональної маси, хмар енергетичних частинок, які утворюють кільцевий струм навколо магнітосфери, що викликає різкі коливання в поле Землі, звані геомагнітними бурями. Ці явища порушують радіозв’язок і створюють скачки напруги на лініях далекого зв’язку та в інших довгих провідниках.
Можливо, найцікавішим з усіх земних явищ є можливий вплив сонячної активності на клімат нашої планети. Мінімум Маунда здається цілком обгрунтованим, але є й інші явні ефекти. Більшість вчених вважає, що існує важливий зв’язок, замаскована низкою інших явищ.
Оскільки заряджені частинки слідують за магнітними полями, корпускулярне випромінювання не спостерігається у всіх великих спалахах, а тільки в тих, які розташовані у західній півкулі Сонця. Силові лінії з його західної сторони досягають Землі, направляючи туди частинки. Останні в основному є протонами, тому що водень – домінуючий складовий елемент світила. Багато частинки, рухаючись зі швидкістю 1000 км/с секунду, створюють фронт ударної хвилі. Потік частинок з низькою енергією у великих спалахах настільки інтенсивний, що загрожує життю астронавтів за межами магнітного поля Землі.
