Auringon ilmapiiriä hallitsee upea toiminnan lasku- ja virtausrytmi. Auringonpilkut, joista suurimmat näkyvät myös ilman kaukoputkea, ovat erittäin voimakkaiden magneettikenttien alueita tähden pinnalla. Tyypillinen kypsä täplä on valkoinen ja päivänkakkaran muotoinen. Se koostuu tummasta keskiytimestä, jota kutsutaan umbraksi, joka on alha alta pystysuoraan ulottuva magneettivuon silmukka, ja sen ympärillä olevasta vaaleammasta kuiturenkaasta, jota kutsutaan penumbraksi, jossa magneettikenttä ulottuu ulospäin vaakasuunnassa.
Auringonpilkut
1900-luvun alussa. George Ellery Hale, joka käytti uutta teleskooppiaan tarkkaillakseen auringon aktiivisuutta reaaliajassa, havaitsi, että auringonpilkkujen spektri on samanlainen kuin viileiden punaisten M-tyypin tähtien spektri. Siten hän osoitti, että varjo näyttää tumm alta, koska sen lämpötila on vain noin 3000 K, paljon vähemmän kuin ympäristön lämpötila 5800 K.valokuvapallo. Pisteessä olevan magneetti- ja kaasupaineen tulee tasapainottaa ympäröivää painetta. Se on jäähdytettävä niin, että kaasun sisäinen paine tulee huomattavasti alhaisemmaksi kuin ulkoinen paine. "Viileillä" alueilla on intensiivisiä prosesseja. Auringonpilkkuja jäähdytetään voimakkaan kentän vaikutuksesta alha alta lämpöä siirtävän konvektion vaimentamalla. Tästä syystä niiden koon alaraja on 500 km. Pienemmät pisteet kuumenevat nopeasti ympäristön säteilyn vaikutuksesta ja tuhoutuvat.
Konvektion puutteesta huolimatta paikoissa on paljon järjestäytynyttä liikettä, enimmäkseen osittain varjossa, jossa kentän vaakasuorat viivat sen sallivat. Esimerkki tällaisesta liikkeestä on Evershed-efekti. Tämä on virtaus, jonka nopeus on 1 km/s penumbran ulkopuoliskolla ja joka ulottuu rajojen ulkopuolelle liikkuvien esineiden muodossa. Jälkimmäiset ovat magneettikentän elementtejä, jotka virtaavat ulospäin pistettä ympäröivän alueen yli. Sen yläpuolella olevassa kromosfäärissä käänteinen Evershed-virtaus näkyy spiraaleina. Penumbran sisäpuoli liikkuu varjoa kohti.
Auringonpilkut myös vaihtelevat. Kun fotosfäärin pala, joka tunnetaan nimellä "valosilta", ylittää varjon, tapahtuu nopea vaakasuora virtaus. Vaikka varjokenttä on liian voimakas sallimaan liikettä, on nopeita värähtelyjä, joiden jakso on 150 s kromosfäärissä juuri yläpuolella. Penumbran yläpuolella on ns. liikkuvat aallot, jotka etenevät säteittäisesti ulospäin 300 sekunnin jaksolla.
Auringonpilkkujen määrä
Auringon aktiivisuus kulkee systemaattisesti koko tähden pinnan yli 40° välilläleveysaste, joka osoittaa tämän ilmiön maailmanlaajuisen luonteen. Kierteen merkittävistä vaihteluista huolimatta se on kaiken kaikkiaan vaikuttavan säännöllinen, mistä on osoituksena auringonpilkkujen numero- ja leveysasentojen vakiintunut järjestys.
Jakson alussa ryhmien lukumäärä ja niiden koot kasvavat nopeasti, kunnes 2-3 vuoden kuluttua saavutetaan maksimimäärä ja seuraavan vuoden kuluttua maksimipinta-ala. Ryhmän keskimääräinen elinikä on noin yksi Auringon kierros, mutta pieni ryhmä voi kestää vain yhden vuorokauden. Suurimmat auringonpilkkuryhmät ja suurimmat purkaukset tapahtuvat yleensä 2 tai 3 vuoden kuluttua auringonpilkkurajan saavuttamisesta.
Voi olla jopa 10 ryhmää ja 300 pistettä, ja yhdessä ryhmässä voi olla jopa 200. Jakson kulku voi olla epäsäännöllinen. Jopa lähellä maksimiarvoa auringonpilkkujen määrä voi väliaikaisesti pienentyä merkittävästi.
11 vuoden sykli
Auringonpilkkujen määrä palautuu minimiin noin 11 vuoden välein. Tällä hetkellä Auringossa on useita pieniä samanlaisia muodostumia, yleensä matalilla leveysasteilla, ja kuukausia ne voivat olla poissa kokonaan. Uusia auringonpilkkuja alkaa ilmaantua korkeammilla leveysasteilla, 25° ja 40° välillä, päinvastaisella polariteetilla kuin edellisessä jaksossa.
Samaan aikaan korkeilla leveysasteilla voi olla uusia pisteitä ja matalilla leveysasteilla vanhoja kohtia. Uuden syklin ensimmäiset täplät ovat pieniä ja elävät vain muutaman päivän. Koska kiertoaika on 27 päivää (pidempi korkeammilla leveysasteilla), ne eivät yleensä palaa, ja uudemmat ovat lähempänä päiväntasaajaa.
11 vuoden jaksolleauringonpilkkuryhmien magneettisen polariteetin konfiguraatio on sama tietyllä pallonpuoliskolla ja päinvastainen toisella pallonpuoliskolla. Se muuttuu seuraavalla kaudella. Näin ollen uusilla auringonpilkkuilla korkeilla leveysasteilla pohjoisella pallonpuoliskolla voi olla positiivinen polariteetti ja sitten negatiivinen polariteetti, ja edellisen syklin ryhmillä matalilla leveysasteilla on päinvastainen suunta.
Vähitellen vanhat täplät häviävät ja uusia ilmaantuu suuria määriä ja kokoja alemmilla leveysasteilla. Niiden levinneisyys on perhosen muotoinen.
Koko kierto
Koska auringonpilkkuryhmien magneettisen polariteetin konfiguraatio muuttuu 11 vuoden välein, se palaa samaan arvoon 22 vuoden välein, ja tätä ajanjaksoa pidetään täydellisen magneettisyklin ajanjaksona. Kunkin jakson alussa Auringon kokonaiskentällä, jonka määrää navan hallitseva kenttä, on sama polariteetti kuin edellisen täplillä. Kun aktiiviset alueet katkeavat, magneettivuo jaetaan osiin, joissa on positiivinen ja negatiivinen etumerkki. Kun monet täplät ilmestyvät ja katoavat samalla vyöhykkeellä, muodostuu suuria yksinapaisia alueita jollakin merkillä, jotka siirtyvät kohti vastaavaa Auringon napaa. Jokaisen napojen minimin aikana hallitsee seuraavan polariteetin vuo kyseisellä pallonpuoliskolla, ja tämä on kenttä Maasta katsottuna.
Mutta jos kaikki magneettikentät ovat tasapainossa, kuinka ne jakautuvat suuriin yksinapaisiin alueisiin, jotka hallitsevat napakenttää? Tähän kysymykseen ei ole vastattu. Napoja lähestyvät kentät pyörivät hitaammin kuin päiväntasaajan auringonpilkut. Lopulta heikot kentät saavuttavat navan ja kääntävät hallitsevan kentän. Tämä kääntää polariteetin, joka uusien ryhmien johtavien paikkojen tulisi ottaa ja jatkaa näin 22 vuoden sykliä.
Historiallista näyttöä
Vaikka auringon aktiivisuuden sykli on ollut melko säännöllinen useiden vuosisatojen ajan, siinä on esiintynyt merkittäviä vaihteluita. Vuosina 1955-1970 auringonpilkkuja oli paljon enemmän pohjoisella pallonpuoliskolla, ja vuonna 1990 ne vallitsivat eteläisellä pallonpuoliskolla. Nämä kaksi sykliä, huippunsa vuosina 1946 ja 1957, olivat historian suurimmat.
Englantilainen tähtitieteilijä W alter Maunder löysi todisteita vähäisestä auringon magneettisesta aktiivisuudesta, mikä osoittaa, että vuosina 1645-1715 havaittiin hyvin vähän auringonpilkkuja. Vaikka tämä ilmiö havaittiin ensimmäisen kerran noin vuonna 1600, tänä aikana havaittiin vain vähän havaintoja. Tätä ajanjaksoa kutsutaan Mound-minimiksi.
Kokeneet tarkkailijat ilmoittivat uuden pisteryhmän ilmestymisen suureksi tapahtumaksi ja totesivat, että he eivät olleet nähneet niitä moneen vuoteen. Vuoden 1715 jälkeen tämä ilmiö palasi. Se osui samaan aikaan Euroopan kylmimmän ajanjakson kanssa 1500-1850. Näiden ilmiöiden välistä yhteyttä ei kuitenkaan ole todistettu.
On olemassa todisteita muista samanlaisista ajanjaksoista noin 500 vuoden välein. Kun auringon aktiivisuus on korkea, aurinkotuulen synnyttämät vahvat magneettikentät estävät maata lähestyvät korkeaenergiset galaktiset kosmiset säteet, mikä vähentäähiili-14:n muodostuminen. 14С mittaaminen puiden renkaissa vahvistaa Auringon alhaisen aktiivisuuden. 11 vuoden sykli löydettiin vasta 1840-luvulla, joten sitä edeltävät havainnot olivat epäsäännöllisiä.
Paikalliset alueet
Auringonpilkkujen lisäksi monia pieniä dipoleja, joita kutsutaan lyhytaikaisiksi aktiivisiksi alueiksi, esiintyy keskimäärin alle vuorokauden ja joita esiintyy kaikkialla Auringossa. Heidän määränsä on 600 päivässä. Vaikka lyhytaikaiset alueet ovat pieniä, ne voivat muodostaa merkittävän osan auringon magneettivuosta. Mutta koska ne ovat neutraaleja ja melko pieniä, niillä ei todennäköisesti ole merkitystä syklin ja globaalin kenttämallin kehityksessä.
Prominenssit
Tämä on yksi kauneimmista ilmiöistä, joita voidaan havaita auringon toiminnan aikana. Ne ovat samanlaisia kuin maan ilmakehän pilvet, mutta niitä tukevat magneettikentät lämpövirtojen sijaan.
Auringon ilmakehän muodostavien ionien ja elektronien plasma ei voi ylittää vaakasuuntaisia kenttälinjoja painovoimasta huolimatta. Prominensioita esiintyy vastakkaisten polariteettien välisillä rajoilla, joissa kenttäviivat muuttavat suuntaa. Siten ne ovat luotettavia osoittimia äkillisistä kenttäsiirtymistä.
Kuten kromosfäärissä, näkyvät kohteet ovat läpinäkyviä valkoisessa valossa, ja täydellisiä pimennyksiä lukuun ottamatta ne tulisi havaita Hα:ssa (656, 28 nm). Pimennyksen aikana punainen Hα-viiva antaa näkyville kauniin vaaleanpunaisen sävyn. Niiden tiheys on paljon pienempi kuin fotosfäärin, koska se on myösvähän törmäyksiä. Ne absorboivat säteilyä alha alta ja lähettävät sitä kaikkiin suuntiin.
Maasta pimennyksen aikana nähty valo ei sisällä nousevia säteitä, joten ulkonevat kohteet näyttävät tummemmilta. Mutta koska taivas on vielä tummempi, ne näyttävät kirkkailta sen taustaa vasten. Niiden lämpötila on 5000-50000 K.
Erinomaisuustyypit
On olemassa kaksi päätyyppiä näkyvyyttä: hiljainen ja siirtymävaihe. Ensimmäiset liittyvät laajamittaisiin magneettikenttiin, jotka merkitsevät yksinapaisten magneettisten alueiden tai auringonpilkkuryhmien rajoja. Koska tällaiset alueet elävät pitkään, sama pätee hiljaisiin näkymiin. Niillä voi olla erilaisia muotoja - pensasaidat, riippuvat pilvet tai suppilot, mutta ne ovat aina kaksiulotteisia. Vakaat filamentit muuttuvat usein epävakaiksi ja puhkeavat, mutta voivat myös yksinkertaisesti kadota. Rauhalliset näkyvät kohdat elävät useita päiviä, mutta magneettiselle rajalle voi muodostua uusia.
Ohimenevät näkyvät kohteet ovat olennainen osa auringon aktiivisuutta. Tällaisia ovat suihkut, jotka ovat soihdun aiheuttamaa hajoamatonta materiaalimassaa, ja kokkareita, jotka ovat kollimoituja pienten päästöjen virtoja. Molemmissa tapauksissa osa aineesta palaa pintaan.
Silmukan muotoiset korotukset ovat seurausta näistä ilmiöistä. Soihdutuksen aikana elektronivirta lämmittää pintaa miljooniin asteisiin muodostaen kuumia (yli 10 miljoonaa K) koronaalisia näkymiä. Ne säteilevät voimakkaasti, jäähtyneenä ja ilman tukea, laskeutuvat muodossaan pintaantyylikkäät silmukat, jotka seuraavat magneettisia voimalinjoja.
Flashes
Upein auringon aktiivisuuteen liittyvä ilmiö ovat soihdut, jotka ovat voimakasta magneettisen energian vapautumista auringonpilkkujen alueelta. Suuresta energiasta huolimatta suurin osa niistä on lähes näkymättömiä näkyvällä taajuusalueella, koska energiaemissio tapahtuu läpinäkyvässä ilmakehässä, ja vain fotosfääri, joka saavuttaa suhteellisen alhaiset energiatasot, on havaittavissa näkyvässä valossa.
Soihdut näkyvät parhaiten Hα-linjalla, jossa kirkkaus voi olla 10 kertaa suurempi kuin viereisessä kromosfäärissä ja 3 kertaa suurempi kuin ympäröivässä jatkumossa. Hα:ssa suuri soihdutus kattaa useita tuhansia aurinkolevyjä, mutta vain muutama pieni kirkas täplä näkyy näkyvässä valossa. Tässä tapauksessa vapautuva energia voi saavuttaa 1033 erg, mikä vastaa koko tähden tehoa 0,25 sekunnissa. Suurin osa tästä energiasta vapautuu aluksi korkeaenergisten elektronien ja protonien muodossa, ja näkyvä säteily on toissijainen vaikutus, jonka aiheuttaa hiukkasten vaikutus kromosfääriin.
Epidemianpurkaustyypit
Soihdutusten kokoalue on laaja - jättimäisistä, maata hiukkasilla pommittavista, tuskin havaittaviin. Ne luokitellaan yleensä niihin liittyvien röntgensädevirtausten perusteella, joiden aallonpituudet ovat 1-8 angströmiä: Cn, Mn tai Xn yli 10-6, 10-5 ja 10-4 W/m2, vastaavasti. Joten M3 maan päällä vastaa 3× virtaa10-5 W/m2. Tämä indikaattori ei ole lineaarinen, koska se mittaa vain huippua, ei kokonaissäteilyä. Energia, joka vapautuu 3-4 suurimmassa välähdyksessä vuosittain, vastaa kaikkien muiden energioiden summaa.
Välähdysten synnyttämien hiukkasten tyypit vaihtelevat kiihtyvyyspaikan mukaan. Auringon ja maan välillä ei ole tarpeeksi materiaalia ionisoiviin törmäyksiin, joten ne säilyttävät alkuperäisen ionisaatiotilansa. Koronassa shokkia altojen kiihdyttämien hiukkasten tyypillinen koronaionisaatio on 2 miljoonaa K. Soihdutuskappaleessa kiihdytetyillä hiukkasilla on huomattavasti korkeampi ionisaatio ja erittäin korkeat pitoisuudet He3, joka on harvinainen isotooppi helium vain yhdellä neutronilla.
Useimmat suuret soihdut tapahtuvat pienessä määrässä hyperaktiivisia suuria auringonpilkkuryhmiä. Ryhmät ovat suuria ryhmiä, joissa on yksi magneettinen napaisuus ja joita ympäröi vastakkainen napaisuus. Vaikka auringonpurkausten aktiivisuuden ennustaminen on mahdollista tällaisten muodostumien vuoksi, tutkijat eivät voi ennustaa, milloin ne ilmestyvät, eivätkä tiedä, mikä ne tuottaa.
Earth Impact
Sen lisäksi, että aurinko tuottaa valoa ja lämpöä, se vaikuttaa maahan ultraviolettisäteilyn, jatkuvan aurinkotuulen ja suurten soihdutushiukkasten kautta. Ultraviolettisäteily muodostaa otsonikerroksen, joka puolestaan suojaa planeettaa.
Pehmeät (pitkän aallonpituuden) röntgensäteet auringon koronasta luovat ionosfääriin kerroksia, jotka tekevätmahdollista lyhyta altoradioliikennettä. Auringon aktiivisina päivinä koronan säteily (vaihtelee hitaasti) ja soihdut (impulsiiviset) lisääntyvät luoden paremman heijastavan kerroksen, mutta ionosfäärin tiheys kasvaa, kunnes radioaallot imeytyvät ja lyhyta altoviestintä estyy.
Kovemmat (lyhyempi aallonpituus) soihdutuksesta peräisin olevat röntgenpulssit ionisoivat ionosfäärin alimman kerroksen (D-kerros) ja aiheuttavat radiosäteilyä.
Maan pyörivä magneettikenttä on tarpeeksi voimakas estämään aurinkotuulen muodostaen magnetosfäärin, jonka ympärillä hiukkaset ja kentät virtaavat. Valaisinta vastakkaisella puolella kenttäviivat muodostavat rakenteen, jota kutsutaan geomagneettiseksi pilluksi tai pyrstöksi. Kun aurinkotuuli voimistuu, maapallon kenttä kasvaa jyrkästi. Kun planeettojen välinen kenttä vaihtuu päinvastaiseen suuntaan kuin Maan kenttä tai kun siihen osuu suuret hiukkaspilvet, magneettikentät sulassa yhdistyvät ja energiaa vapautuu revontulien luomiseksi.
Magneettiset myrskyt ja auringon aktiivisuus
Joka kerta kun suuri koronaalinen reikä kiertää maata, aurinkotuuli kiihtyy ja tapahtuu geomagneettinen myrsky. Tämä luo 27 päivän syklin, joka on erityisen havaittavissa auringonpilkkujen minimissä, mikä mahdollistaa auringon aktiivisuuden ennustamisen. Suuret soihdut ja muut ilmiöt aiheuttavat koronaalisia massapurkauksia, energeettisten hiukkasten pilviä, jotka muodostavat rengasvirran magnetosfäärin ympärille aiheuttaen jyrkkiä vaihteluita Maan kentässä, joita kutsutaan geomagneettisiksi myrskyiksi. Nämä ilmiöt häiritsevät radioviestintää ja aiheuttavat virtapiikkejä pitkän matkan linjoille ja muille pitkille johtimille.
Ehkä kiehtovin kaikista maallisista ilmiöistä on auringon toiminnan mahdollinen vaikutus planeettamme ilmastoon. Moundin minimi vaikuttaa kohtuulliselta, mutta on muitakin selviä vaikutuksia. Useimmat tiedemiehet uskovat, että on olemassa tärkeä yhteys, jota peittävät monet muut ilmiöt.
Koska varautuneet hiukkaset seuraavat magneettikenttiä, korpuskulaarista säteilyä ei havaita kaikissa suurissa soihduissa, vaan ainoastaan niissä, jotka sijaitsevat Auringon läntisellä pallonpuoliskolla. Sen länsipuolelta tulevat voimalinjat saavuttavat maan ja ohjaavat hiukkasia sinne. Jälkimmäiset ovat enimmäkseen protoneja, koska vety on hallitseva auringon alkuaine. Monet hiukkaset, jotka liikkuvat nopeudella 1000 km/s sekunnissa, muodostavat painea altorintaman. Matalaenergiahiukkasten virtaus suurissa soihdutuksissa on niin voimakasta, että se uhkaa astronautien henkeä Maan magneettikentän ulkopuolella.
