Päikese atmosfääris domineerib imeline mõõna ja aktiivsuse rütm. Päikeselaigud, millest suurimad on nähtavad ka ilma teleskoobita, on ülitugevate magnetväljadega alad tähe pinnal. Tüüpiline küps koht on valge ja karikakrakujuline. See koosneb tumedast kesksüdamikust, mida nimetatakse umbraks, mis on altpoolt vertikaalselt ulatuv magnetvoo silmus, ja seda ümbritsevast heledamast kiududest koosnevast rõngast, mida nimetatakse poolumbraks ja milles magnetväli ulatub horisontaalselt väljapoole.
Päikeselaigud
Kahekümnenda sajandi alguses. George Ellery Hale, kasutades oma uut teleskoopi päikese aktiivsuse reaalajas jälgimiseks, leidis, et päikeselaikude spekter on sarnane jahedate punaste M-tüüpi tähtede omaga. Seega näitas ta, et vari näib tume, kuna selle temperatuur on ainult umbes 3000 K, mis on palju väiksem kui ümbritseva õhu temperatuur 5800 K.fotosfäär. Magnet- ja gaasirõhk punktis peavad tasakaalustama ümbritsevat rõhku. Seda tuleb jahutada nii, et gaasi siserõhk muutuks välisest oluliselt madalamaks. "Jahedates" piirkondades toimuvad intensiivsed protsessid. Päikeselaike jahutab konvektsiooni mahasurumine, mis kannab soojust altpoolt, tugeva välja abil. Sel põhjusel on nende suuruse alumine piir 500 km. Väiksemad laigud kuumenevad ümbritseva kiirgusega kiiresti ja hävivad.
Vaatamata konvektsiooni puudumisele on laigudes palju organiseeritud liikumist, enamasti poolvarjus, kus seda võimaldavad välja horisontaaljooned. Sellise liikumise näide on Evershedi efekt. See on voog kiirusega 1 km/s pooliku välisküljel, mis ulatub liikuvate objektidena üle oma piiride. Viimased on magnetvälja elemendid, mis voolavad väljapoole üle punkti ümbritseva piirkonna. Selle kohal asuvas kromosfääris ilmub vastupidine Evershedi vool spiraalidena. Penumbra sisemine pool liigub varju poole.
Ka päikeselaigud kõiguvad. Kui fotosfääri laik, mida nimetatakse "valgussillaks", ületab varju, toimub kiire horisontaalne voog. Kuigi varjuväli on liikumise võimaldamiseks liiga tugev, toimuvad just ül altoodud kromosfääris kiired võnkumised perioodiga 150 s. Penumbra kohal on nn. liikuvad lained, mis levivad radiaalselt väljapoole 300-sekundilise perioodiga.
Päikeselaikude arv
Päikese aktiivsus läbib süstemaatiliselt üle kogu tähe pinna vahemikus 40°laiuskraad, mis näitab selle nähtuse globaalset olemust. Vaatamata tsükli märkimisväärsetele kõikumistele on see üldiselt muljetavaldav alt korrapärane, mida tõendab päikeselaikude arvuliste ja laiuskraadide väljakujunenud järjekord.
Perioodi alguses suureneb rühmade arv ja nende suurus kiiresti, kuni 2–3 aasta pärast saavutatakse maksimaalne arv ja aasta pärast - maksimaalne pindala. Rühma keskmine eluiga on umbes üks Päikese pööre, kuid väike rühm võib kesta vaid 1 päeva. Suurimad päikeselaikude rühmad ja suurimad pursked tekivad tavaliselt 2 või 3 aastat pärast päikeselaikude piirini jõudmist.
Võib olla kuni 10 rühma ja 300 kohta ning ühes rühmas võib olla kuni 200. Tsükli kulg võib olla ebaregulaarne. Isegi maksimumi lähedal võib päikeselaikude arv ajutiselt oluliselt väheneda.
11-aastane tsükkel
Päikeselaikude arv taastub miinimumini umbes iga 11 aasta järel. Sel ajal on Päikese peal mitu väikest sarnast moodustist, tavaliselt madalatel laiuskraadidel ja kuude kaupa võivad need üldse puududa. Uued päikeselaigud hakkavad ilmnema kõrgematel laiuskraadidel, vahemikus 25° ja 40°, vastupidise polaarsusega kui eelmisel tsüklil.
Samal ajal võivad kõrgetel laiuskraadidel tekkida uued ja madalatel laiuskraadidel vanad kohad. Uue tsükli esimesed laigud on väikesed ja elavad vaid paar päeva. Kuna pöörlemisperiood on 27 päeva (kõrgematel laiuskraadidel pikem), siis need tavaliselt ei naase ja uuemad on ekvaatorile lähemal.
11-aastaseks tsüklikspäikeselaikude rühmade magnetilise polaarsuse konfiguratsioon on antud poolkeral sama ja teisel poolkeral vastupidine. See muutub järgmisel perioodil. Seega võivad põhjapoolkera kõrgetel laiuskraadidel uutel päikeselaikudel olla positiivne ja seejärel negatiivne polaarsus ning eelmise tsükli rühmad madalal laiuskraadil on vastupidise orientatsiooniga.
Aegamööda kaovad vanad laigud ja madalamatel laiuskraadidel tekib hulgaliselt ja suurtes kogustes uusi. Nende levik on liblika kujuline.
Täistsükkel
Kuna päikeselaikude rühmade magnetilise polaarsuse konfiguratsioon muutub iga 11 aasta järel, taastub see iga 22 aasta järel samale väärtusele ja seda perioodi peetakse täieliku magnettsükli perioodiks. Iga perioodi alguses on Päikese koguväli, mis on määratud poolusel domineeriva väljaga, sama polaarsusega kui eelmise täpid. Kui aktiivsed piirkonnad katkevad, jagatakse magnetvoog positiivse ja negatiivse märgiga osadeks. Pärast paljude laikude tekkimist ja kadumist samas tsoonis tekivad suured ühe või teise märgiga unipolaarsed piirkonnad, mis liiguvad Päikese vastava pooluse poole. Iga miinimumi ajal poolustel domineerib selle poolkera järgmise polaarsuse voog ja see on väli Maa pe alt vaadatuna.
Aga kui kõik magnetväljad on tasakaalus, siis kuidas jagunevad need suurteks unipolaarseteks piirkondadeks, mis juhivad polaarvälja? Sellele küsimusele pole vastatud. Poolustele lähenevad väljad pöörlevad aeglasem alt kui päikeselaigud ekvatoriaalpiirkonnas. Lõpuks jõuavad nõrgad väljad poolusele ja pööravad domineeriva välja. See muudab polaarsuse, mille peaksid uute rühmade juhtivad kohad võtma, jätkates seega 22-aastast tsüklit.
Ajaloolised tõendid
Kuigi päikese aktiivsuse tsükkel on olnud mitme sajandi jooksul üsna korrapärane, on selles esinenud olulisi erinevusi. Aastatel 1955-1970 oli põhjapoolkeral päikeselaike palju rohkem ja 1990. aastal domineerisid need lõunapoolkeral. Need kaks tsüklit, mis saavutasid haripunkti aastatel 1946 ja 1957, olid ajaloo suurimad.
Inglise astronoom W alter Maunder leidis tõendeid päikese madala magnetilise aktiivsuse perioodi kohta, mis näitab, et aastatel 1645–1715 täheldati väga vähe päikeselaike. Kuigi see nähtus avastati esmakordselt umbes 1600. aastal, registreeriti sel perioodil vähe vaatlusi. Seda perioodi nimetatakse Moundi miinimumiks.
Kogenud vaatlejad teatasid uue täppide rühma ilmumisest kui suurepärasest sündmusest, märkides, et nad polnud neid palju aastaid näinud. Pärast 1715. aastat see nähtus taastus. See langes kokku Euroopa kõige külmema perioodiga aastatel 1500–1850. Nende nähtuste vahelist seost pole aga tõestatud.
On tõendeid teiste sarnaste perioodide kohta ligikaudu 500-aastaste intervallidega. Kui päikese aktiivsus on kõrge, blokeerivad päikesetuule tekitatud tugevad magnetväljad Maale lähenevad suure energiaga galaktilised kosmilised kiired, mille tulemuseks on vähemsüsinik-14 moodustumine. 14С mõõtmine puurõngastes kinnitab Päikese madalat aktiivsust. 11-aastane tsükkel avastati alles 1840. aastatel, seega olid sellele eelnevad vaatlused ebaregulaarsed.
Efemeraalsed piirkonnad
Lisaks päikeselaikudele on palju pisikesi dipoole, mida nimetatakse lühiajalisteks aktiivseteks piirkondadeks, mis eksisteerivad keskmiselt vähem kui ööpäeva ja mida leidub kogu päikeses. Nende arv ulatub 600-ni päevas. Kuigi lühiajalised piirkonnad on väikesed, võivad need moodustada olulise osa päikese magnetvoost. Kuid kuna need on neutraalsed ja üsna väikesed, ei mängi nad tõenäoliselt tsükli ja globaalse väljamudeli arengus rolli.
prominentsid
See on üks ilusamaid nähtusi, mida võib päikese aktiivsuse ajal jälgida. Need on sarnased Maa atmosfääri pilvedega, kuid neid toetavad pigem magnetväljad kui soojusvood.
Päikese atmosfääri moodustavate ioonide ja elektronide plasma ei suuda raskusjõust hoolimata ületada horisontaalseid väljajooni. Prominentsed tekivad vastandlike polaarsuste piiridel, kus väljajooned muudavad suunda. Seega on need välja järskude üleminekute usaldusväärsed näitajad.
Nagu kromosfääris, on esiletõstmised valges valguses läbipaistvad ja, välja arvatud täielikud varjutused, tuleks neid jälgida Hα-s (656, 28 nm). Varjutuse ajal annab punane Hα joon silmapaistvatele kohtadele kauni roosa tooni. Nende tihedus on palju väiksem kui fotosfääril, kuna see on kavähe kokkupõrkeid. Nad neelavad kiirgust altpoolt ja kiirgavad seda igas suunas.
Päikesevarjutuse ajal Ma alt nähtaval valgusel ei ole tõusvaid kiiri, mistõttu paistavad silmapaistvad kohad tumedamad. Kuid kuna taevas on veelgi tumedam, tunduvad nad selle taustal heledad. Nende temperatuur on 5000-50000 K.
Eelistuste tüübid
Eraldi kahte peamist tüüpi esiletõstmist: vaikne ja üleminekuline. Esimesed on seotud suuremahuliste magnetväljadega, mis tähistavad unipolaarsete magnetpiirkondade või päikeselaikude rühmade piire. Kuna sellised alad elavad pikka aega, kehtib sama ka vaiksete prominentide kohta. Need võivad olla erineva kujuga – hekid, rippuvad pilved või lehtrid, kuid need on alati kahemõõtmelised. Stabiilsed filamendid muutuvad sageli ebastabiilseks ja puhkevad, kuid võivad ka lihts alt kaduda. Rahulikud silmapaistvused elavad mitu päeva, kuid magnetpiiril võivad tekkida uued.
Mööduvad esiletõstmised on päikese aktiivsuse lahutamatu osa. Nende hulka kuuluvad düüsid, mis kujutavad endast tõrke tagajärjel välja paisatud materjali lagunematut massi, ja tükid, mis on väikeste heitkoguste kollimeeritud vood. Mõlemal juhul naaseb osa ainest pinnale.
Silmusekujulised esiletõstmised on nende nähtuste tagajärjed. Põletuse ajal soojendab elektronide voog pinda miljonite kraadideni, moodustades kuumad (üle 10 miljoni K) koronaalsed väljaulatuvad osad. Nad kiirgavad tugev alt, olles jahutatud ja ilma toetuseta, laskuvad vormis pinnaleelegantsed silmused, järgides magnetilisi jõujooni.
Sähvatused
Kõige suurejoonelisem Päikese aktiivsusega seotud nähtus on sähvatused, mis on päikeselaikude piirkonnast magnetilise energia järsk vabanemine. Vaatamata suurele energiale on enamik neist nähtavas sagedusalas peaaegu nähtamatud, kuna energia emissioon toimub läbipaistvas atmosfääris ja nähtavas valguses on võimalik jälgida ainult fotosfääri, mis saavutab suhteliselt madala energiataseme.
Välgud on kõige paremini nähtavad Hα joonel, kus heledus võib olla 10 korda suurem kui naaberkromosfääris ja 3 korda suurem kui ümbritsevas kontiinumis. Hα-s katab suur sähvatus mitu tuhat päikeseketast, kuid nähtavas valguses ilmuvad vaid mõned väikesed heledad laigud. Sel juhul vabanev energia võib ulatuda 1033 erg-ni, mis võrdub kogu tähe väljundiga 0,25 s. Suurem osa sellest energiast vabaneb algselt suure energiaga elektronide ja prootonite kujul ning nähtav kiirgus on sekundaarne mõju, mis on põhjustatud osakeste mõjust kromosfäärile.
Puhkude tüübid
Rakettide suurusvahemik on lai – alates hiiglaslikest, Maad osakestega pommitavatest kuni vaevumärgatavateni. Tavaliselt klassifitseeritakse need nendega seotud röntgenikiirguse voogude järgi lainepikkustega 1 kuni 8 angströmi: Cn, Mn või Xn rohkem kui 10-6, 10-5 ja 10-4 W/m2. Seega vastab M3 Maal 3× voolule10-5 W/m2. See indikaator ei ole lineaarne, kuna see mõõdab ainult tippu, mitte kogu kiirgust. Igal aastal 3–4 suurimas põlengus vabanev energia on võrdne kõigi teiste energiate summaga.
Sähvatuste tekitatud osakeste tüübid muutuvad sõltuv alt kiirenduse kohast. Päikese ja Maa vahel ei ole ioniseerivate kokkupõrgete jaoks piisav alt materjali, mistõttu nad säilitavad oma esialgse ionisatsiooni oleku. Lööklainetega koroonas kiirendatud osakeste tüüpiline koronaionisatsioon on 2 miljonit K. Põletiku kehas kiirendatud osakestel on oluliselt kõrgem ionisatsioon ja äärmiselt kõrge kontsentratsiooniga He3, haruldane isotoop. heelium ainult ühe neutroniga.
Enamik suuremaid põletusi esineb väheses arvus hüperaktiivsetes suurtes päikeselaikude rühmas. Rühmad on ühe magnetilise polaarsusega suured klastrid, mida ümbritseb vastupidine. Kuigi päikesepõletuse aktiivsust on selliste moodustiste olemasolu tõttu võimalik ennustada, ei saa teadlased ennustada, millal need ilmuvad, ega tea, mis neid tekitab.
Earth Impact
Lisaks valguse ja soojuse pakkumisele avaldab Päike Maale mõju ultraviolettkiirguse, pideva päikesetuulevoo ja suurtest põletustest tulenevate osakeste kaudu. Ultraviolettkiirgus loob osoonikihi, mis omakorda kaitseb planeeti.
Päikese kroonilt pärinev pehme (pika lainepikkusega) röntgenikiirgus loob ionosfääri kihte, mis muudavadvõimalik lühilaine raadioside. Päikese aktiivsuse päevadel suureneb kroonilt (muutuv alt aeglaselt) ja sähvatustelt (impulsiivselt) pärinev kiirgus, et luua paremini peegeldav kiht, kuid ionosfääri tihedus suureneb, kuni raadiolained neelduvad ja lühilaine side on takistatud.
Tugevamad (lühema lainepikkusega) sähvatustest pärinevad röntgenimpulsid ioniseerivad ionosfääri alumist kihti (D-kiht), tekitades raadiokiirgust.
Maa pöörlev magnetväli on piisav alt tugev, et blokeerida päikesetuult, moodustades magnetosfääri, mille ümber voolavad osakesed ja väljad. Valgusti vastasküljel moodustavad väljajooned struktuuri, mida nimetatakse geomagnetiliseks ploomiks või sabaks. Kui päikesetuul tugevneb, suureneb Maa välja järsult. Kui planeetidevaheline väli lülitub Maa omaga vastupidises suunas või kui seda tabavad suured osakeste pilved, siis magnetväljad rekombineeruvad ja energia vabaneb, et luua aurorasid.
Magnettormid ja päikese aktiivsus
Iga kord, kui suur koronaauk tiirleb ümber Maa, päikesetuul kiireneb ja tekib geomagnetiline torm. See loob 27-päevase tsükli, mis on eriti märgatav päikeselaikude miinimumi juures, mis võimaldab ennustada päikese aktiivsust. Suured rakud ja muud nähtused põhjustavad koronaalse massi väljapaiskumist, energeetiliste osakeste pilvi, mis moodustavad magnetosfääri ümber ringvoolu, põhjustades Maa väljas teravaid kõikumisi, mida nimetatakse geomagnetiliseks tormiks. Need nähtused häirivad raadiosidet ja tekitavad kaugliinidel ja muudel pikkadel juhtmetel voolupingeid.
Maistest nähtustest võib-olla kõige intrigeerivam on päikese aktiivsuse võimalik mõju meie planeedi kliimale. Moundi miinimum tundub mõistlik, kuid on ka teisi selgeid mõjusid. Enamik teadlasi usub, et on olemas oluline seos, mida varjavad mitmed muud nähtused.
Kuna laetud osakesed järgivad magnetvälju, ei täheldata korpuskulaarset kiirgust mitte kõigis suurtes põletustes, vaid ainult nendes, mis paiknevad Päikese läänepoolkeral. Selle läänekülje jõujooned jõuavad Maani, suunates sinna osakesed. Viimased on enamasti prootonid, sest vesinik on päikese domineeriv koostisosa. Paljud osakesed, mis liiguvad kiirusega 1000 km/s sekundis, tekitavad lööklainefrondi. Madala energiatarbega osakeste voog suurtes rakettides on nii intensiivne, et ohustab astronautide elusid väljaspool Maa magnetvälja.
