Atmosfére Slnka dominuje nádherný rytmus prílivu a odlivu. Slnečné škvrny, z ktorých najväčšie sú viditeľné aj bez ďalekohľadu, sú oblasti extrémne silných magnetických polí na povrchu hviezdy. Typická zrelá škvrna je biela a má tvar sedmokrásky. Pozostáva z tmavého centrálneho jadra nazývaného umbra, čo je slučka magnetického toku, ktorá sa rozprestiera vertikálne zospodu, a ľahší prstenec vlákien okolo nej, nazývaný penumbra, v ktorom sa magnetické pole rozprestiera smerom von horizontálne.
Slnečné škvrny
Na začiatku dvadsiateho storočia. George Ellery Hale pomocou svojho nového teleskopu na pozorovanie slnečnej aktivity v reálnom čase zistil, že spektrum slnečných škvŕn je podobné spektru studených červených hviezd typu M. Ukázal teda, že tieň sa javí ako tmavý, pretože jeho teplota je len asi 3000 K, teda oveľa nižšia ako okolitá teplota 5800 K.fotosféra. Magnetický tlak a tlak plynu v mieste musia vyrovnávať okolitý tlak. Musí sa ochladiť tak, aby vnútorný tlak plynu bol výrazne nižší ako vonkajší. V "chladných" oblastiach prebiehajú intenzívne procesy. Slnečné škvrny sú ochladzované potlačením konvekcie, ktorá prenáša teplo zospodu, silným poľom. Z tohto dôvodu je spodná hranica ich veľkosti 500 km. Menšie miesta sa rýchlo zohrievajú okolitým žiarením a zničia sa.
Napriek nedostatočnej konvekcii je na plochách veľa organizovaného pohybu, väčšinou v polotieni, kde to umožňujú horizontálne línie poľa. Príkladom takéhoto pohybu je efekt Evershed. Ide o prúdenie s rýchlosťou 1 km/s vo vonkajšej polovici penumbry, ktoré presahuje jeho hranice v podobe pohybujúcich sa objektov. Posledne menované sú prvky magnetického poľa, ktoré prúdia smerom von cez oblasť obklopujúcu bod. V chromosfére nad ňou sa spätný Evershed tok javí ako špirály. Vnútorná polovica penumbry sa pohybuje smerom k tieňu.
Slnečné škvrny tiež kolíšu. Keď kúsok fotosféry známy ako „svetelný most“prekročí tieň, dochádza k rýchlemu horizontálnemu toku. Hoci je tieňové pole príliš silné na to, aby umožňovalo pohyb, v chromosfére tesne nad ním dochádza k rýchlym osciláciám s periódou 150 s. Nad penumbrou sa nachádzajú tzv. postupujúce vlny šíriace sa radiálne smerom von s periódou 300 s.
Počet slnečných škvŕn
Slnečná aktivita systematicky prechádza cez celý povrch hviezdy medzi 40°zemepisnej šírky, čo naznačuje globálny charakter tohto javu. Napriek výrazným výkyvom v cykle je celkovo pôsobivo pravidelný, o čom svedčí dobre zavedené poradie v číselných a zemepisných polohách slnečných škvŕn.
Na začiatku obdobia sa počet skupín a ich veľkosť rýchlo zvyšuje, až po 2–3 rokoch sa dosiahne maximálny počet a po ďalšom roku maximálna plocha. Priemerná dĺžka života skupiny je približne jedna rotácia Slnka, ale malá skupina môže trvať iba 1 deň. Najväčšie skupiny slnečných škvŕn a najväčšie erupcie sa zvyčajne vyskytujú 2 alebo 3 roky po dosiahnutí limitu slnečných škvŕn.
Môže mať až 10 skupín a 300 spotov a jedna skupina môže mať až 200. Priebeh cyklu môže byť nepravidelný. Dokonca aj blízko maxima sa môže počet slnečných škvŕn dočasne výrazne znížiť.
11-ročný cyklus
Počet slnečných škvŕn sa vracia na minimum približne každých 11 rokov. V tomto čase je na Slnku niekoľko malých podobných útvarov, zvyčajne v nízkych zemepisných šírkach, a celé mesiace môžu úplne chýbať. Nové slnečné škvrny sa začínajú objavovať vo vyšších zemepisných šírkach, medzi 25° a 40°, s opačnou polaritou ako v predchádzajúcom cykle.
Zároveň môžu existovať nové miesta vo vysokých zemepisných šírkach a staré miesta v nízkych zemepisných šírkach. Prvé škvrny nového cyklu sú malé a žijú len niekoľko dní. Keďže doba rotácie je 27 dní (vo vyšších zemepisných šírkach dlhšia), zvyčajne sa nevracajú a novšie sú bližšie k rovníku.
Na 11-ročný cykluskonfigurácia magnetickej polarity skupín slnečných škvŕn je na danej pologuli rovnaká a na druhej pologuli je v opačnom smere. V ďalšom období sa to mení. Nové slnečné škvrny vo vysokých zemepisných šírkach na severnej pologuli teda môžu mať kladnú polaritu a potom zápornú polaritu a skupiny z predchádzajúceho cyklu na nízkej zemepisnej šírke budú mať opačnú orientáciu.
Postupne staré škvrny miznú a nové sa objavujú vo veľkom počte a veľkostiach v nižších zemepisných šírkach. Ich rozloženie má tvar motýľa.
Úplný cyklus
Pretože sa konfigurácia magnetickej polarity skupín slnečných škvŕn mení každých 11 rokov, vracia sa na rovnakú hodnotu každých 22 rokov a toto obdobie sa považuje za obdobie úplného magnetického cyklu. Na začiatku každej periódy má celkové pole Slnka, určené dominantným poľom na póle, rovnakú polaritu ako škvrny predchádzajúcej periódy. Keď sa aktívne oblasti zlomia, magnetický tok sa rozdelí na úseky s kladným a záporným znamienkom. Keď sa v tej istej zóne objaví a zmizne veľa škvŕn, vytvoria sa veľké unipolárne oblasti s jedným alebo druhým znamením, ktoré sa pohybujú smerom k zodpovedajúcemu pólu Slnka. Počas každého minima na póloch dominuje tok ďalšej polarity v tejto pologuli a toto je pole pri pohľade zo Zeme.
Ak sú však všetky magnetické polia vyvážené, ako sa delia na veľké unipolárne oblasti, ktoré riadia polárne pole? Táto otázka nebola zodpovedaná. Polia približujúce sa k pólom rotujú pomalšie ako slnečné škvrny v rovníkovej oblasti. Nakoniec slabé polia dosiahnu pól a obrátia dominantné pole. Tým sa obracia polarita, ktorú by mali mať vedúce miesta nových skupín, a tak pokračuje 22-ročný cyklus.
Historický dôkaz
Hoci bol cyklus slnečnej aktivity počas niekoľkých storočí pomerne pravidelný, vyskytli sa v ňom výrazné odchýlky. V rokoch 1955-1970 bolo na severnej pologuli oveľa viac slnečných škvŕn a v roku 1990 dominovali na južnej. Dva cykly, ktoré vyvrcholili v rokoch 1946 a 1957, boli najväčšie v histórii.
Anglický astronóm W alter Maunder našiel dôkazy o období nízkej slnečnej magnetickej aktivity, čo naznačuje, že medzi rokmi 1645 a 1715 bolo pozorovaných veľmi málo slnečných škvŕn. Hoci bol tento jav prvýkrát objavený okolo roku 1600, v tomto období bolo zaznamenaných len málo pozorovaní. Toto obdobie sa nazýva Mound minimum.
Skúsení pozorovatelia označili objavenie sa novej skupiny škvŕn za skvelú udalosť, pričom poznamenali, že ich nevideli už mnoho rokov. Po roku 1715 sa tento jav vrátil. Zhodovalo sa s najchladnejším obdobím v Európe od roku 1500 do roku 1850. Súvislosť medzi týmito javmi však nebola dokázaná.
Existujú dôkazy o ďalších podobných obdobiach v približne 500-ročných intervaloch. Keď je slnečná aktivita vysoká, silné magnetické polia generované slnečným vetrom blokujú vysokoenergetické galaktické kozmické žiarenie blížiace sa k Zemi, čo vedie ktvorba uhlíka-14. Meranie 14С v letokruhoch potvrdzuje nízku aktivitu Slnka. 11-ročný cyklus bol objavený až v 40. rokoch 19. storočia, takže pozorovania pred tým boli nepravidelné.
Ephemeral areas
Okrem slnečných škvŕn existuje mnoho malých dipólov nazývaných efemérne aktívne oblasti, ktoré existujú v priemere menej ako jeden deň a nachádzajú sa po celom Slnku. Ich počet dosahuje 600 za deň. Aj keď sú efemérne oblasti malé, môžu tvoriť významnú časť magnetického toku slnka. Ale keďže sú neutrálne a dosť malé, pravdepodobne nehrajú rolu vo vývoji cyklu a modelu globálneho poľa.
Prominencies
Toto je jeden z najkrajších javov, ktoré možno pozorovať počas slnečnej aktivity. Sú podobné oblakom v zemskej atmosfére, ale sú podporované skôr magnetickými poľami než tepelnými tokmi.
Plazma iónov a elektrónov, ktoré tvoria slnečnú atmosféru, nemôže prekročiť horizontálne siločiary, napriek sile gravitácie. Prominencie sa vyskytujú na hraniciach medzi opačnými polaritami, kde siločiary menia smer. Sú teda spoľahlivými indikátormi náhlych prechodov polí.
Rovnako ako v chromosfére sú protuberancie priehľadné v bielom svetle a s výnimkou úplného zatmenia by sa mali pozorovať v Hα (656, 28 nm). Počas zatmenia dodáva červená čiara Hα výbežkom krásny ružový odtieň. Ich hustota je oveľa nižšia ako hustota fotosféry, pretože aj ona jemálo kolízií. Pohlcujú žiarenie zdola a vyžarujú ho všetkými smermi.
Svetlo videné zo Zeme počas zatmenia je bez stúpajúcich lúčov, takže protuberancie vyzerajú tmavšie. Ale keďže je obloha ešte tmavšia, na jej pozadí vyzerajú jasne. Ich teplota je 5000-50000 K.
Typy význačností
Existujú dva hlavné typy význačností: tiché a prechodné. Prvé sú spojené s rozsiahlymi magnetickými poľami, ktoré označujú hranice unipolárnych magnetických oblastí alebo skupín slnečných škvŕn. Keďže takéto oblasti žijú dlho, to isté platí aj o tichých výbežkoch. Môžu mať rôzne tvary – živé ploty, zavesené oblaky či lieviky, no vždy sú dvojrozmerné. Stabilné vlákna sa často stávajú nestabilnými a vybuchujú, ale môžu tiež jednoducho zmiznúť. Pokojné výbežky žijú niekoľko dní, no na magnetickej hranici sa môžu vytvoriť nové.
Prechodné výčnelky sú neoddeliteľnou súčasťou slnečnej aktivity. Patria sem prúdy, ktoré sú neorganizovanou masou materiálu vyvrhnutého erupciou, a zhluky, čo sú kolimované prúdy malých emisií. V oboch prípadoch sa časť hmoty vráti na povrch.
Význačnosti v tvare slučky sú dôsledkom týchto javov. Počas vzplanutia prúd elektrónov ohrieva povrch až na milióny stupňov, čím sa vytvárajú horúce (viac ako 10 miliónov K) koronálne výčnelky. Silne vyžarujú, sú ochladzované a zbavené podpory, klesajú na povrch vo formeelegantné slučky, sledujúce magnetické siločiary.
Bliká
Najpozoruhodnejším javom spojeným so slnečnou aktivitou sú erupcie, ktoré predstavujú prudké uvoľnenie magnetickej energie z oblasti slnečných škvŕn. Napriek vysokej energii je väčšina z nich vo viditeľnom frekvenčnom rozsahu takmer neviditeľná, pretože k emisii energie dochádza v priehľadnej atmosfére a vo viditeľnom svetle je možné pozorovať iba fotosféru, ktorá dosahuje relatívne nízke energetické hladiny.
Vzplanutia sú najlepšie viditeľné v línii Hα, kde jas môže byť 10-krát väčší ako v susednej chromosfére a 3-krát vyšší ako v okolitom kontinuu. V Hα veľká erupcia pokryje niekoľko tisíc slnečných diskov, no vo viditeľnom svetle sa objaví len niekoľko malých svetlých škvŕn. Energia uvoľnená v tomto prípade môže dosiahnuť 1033 erg, čo sa rovná výkonu celej hviezdy za 0,25 s. Väčšina tejto energie sa spočiatku uvoľňuje vo forme vysokoenergetických elektrónov a protónov a viditeľné žiarenie je sekundárny efekt spôsobený dopadom častíc na chromosféru.
Typy ohnísk
Rozsah veľkostí erupcií je široký – od gigantických, bombardujúcich Zem časticami, až po sotva viditeľné. Zvyčajne sa klasifikujú podľa ich pridružených röntgenových tokov s vlnovými dĺžkami od 1 do 8 angstromov: Cn, Mn alebo Xn pre viac ako 10-6, 10-5 a 10-4 W/m2. Takže M3 na Zemi zodpovedá 3× toku10-5 W/m2. Tento indikátor nie je lineárny, pretože meria iba vrchol a nie celkové žiarenie. Energia uvoľnená v 3-4 najväčších erupciách každý rok je ekvivalentná súčtu energií všetkých ostatných.
Typy častíc vytvorených zábleskami sa menia v závislosti od miesta zrýchlenia. Medzi Slnkom a Zemou nie je dostatok materiálu na ionizujúce zrážky, takže si zachovávajú svoj pôvodný stav ionizácie. Častice urýchlené v koróne rázovými vlnami vykazujú typickú koronálnu ionizáciu 2 milióny K. Častice zrýchlené v tele svetlice majú výrazne vyššiu ionizáciu a extrémne vysoké koncentrácie He3, vzácneho izotopu hélium iba s jedným neutrónom.
Väčšina veľkých erupcií sa vyskytuje v malom počte hyperaktívnych veľkých skupín slnečných škvŕn. Skupiny sú veľké zhluky jednej magnetickej polarity obklopené opačnou. Hoci je predpovedanie aktivity slnečných erupcií možné vďaka prítomnosti takýchto útvarov, výskumníci nedokážu predpovedať, kedy sa objavia, a nevedia, čo ich vytvára.
Vplyv na Zem
Okrem toho, že Slnko poskytuje svetlo a teplo, dopadá na Zem aj ultrafialovým žiarením, neustálym prúdom slnečného vetra a časticami z veľkých erupcií. Ultrafialové žiarenie vytvára ozónovú vrstvu, ktorá zase chráni planétu.
Mäkké (dlhé vlnové dĺžky) röntgenové lúče zo slnečnej koróny vytvárajú vrstvy ionosféry, ktorémožná krátkovlnná rádiová komunikácia. V dňoch slnečnej aktivity sa žiarenie z koróny (pomaly sa mení) a erupcie (impulzívne) zvyšuje, aby sa vytvorila lepšia reflexná vrstva, ale hustota ionosféry sa zvyšuje, až kým sa rádiové vlny nepohltia a krátkovlnná komunikácia nie je obmedzená.
Tvrdšie (kratšia vlnová dĺžka) Röntgenové impulzy z erupcií ionizujú najnižšiu vrstvu ionosféry (D-vrstva), čím vytvárajú rádiové vyžarovanie.
Otáčavé magnetické pole Zeme je dostatočne silné na to, aby blokovalo slnečný vietor a vytváralo magnetosféru, okolo ktorej prúdia častice a polia. Na strane oproti svietidlu tvoria siločiary štruktúru nazývanú geomagnetický oblak alebo chvost. Keď sa slnečný vietor zvýši, dôjde k prudkému nárastu zemského poľa. Keď sa medziplanetárne pole prepne opačným smerom ako Zem, alebo keď naň zasiahnu oblaky veľkých častíc, magnetické polia v oblaku sa rekombinujú a energia sa uvoľní na vytvorenie polárnych žiar.
Magnetické búrky a slnečná aktivita
Vždy, keď okolo Zeme obieha veľká koronálna diera, slnečný vietor sa zrýchli a vznikne geomagnetická búrka. To vytvára 27-dňový cyklus, obzvlášť viditeľný pri minime slnečných škvŕn, ktorý umožňuje predpovedať slnečnú aktivitu. Veľké erupcie a iné javy spôsobujú výrony koronálnej hmoty, oblaky energetických častíc, ktoré vytvárajú prstencový prúd okolo magnetosféry a spôsobujú prudké výkyvy v poli Zeme, nazývané geomagnetické búrky. Tieto javy narúšajú rádiovú komunikáciu a vytvárajú napäťové rázy na diaľkových vedeniach a iných dlhých vodičoch.
Asi najzaujímavejší zo všetkých pozemských javov je možný vplyv slnečnej aktivity na klímu našej planéty. Minimum mohyly sa zdá byť rozumné, ale existujú aj iné jasné efekty. Väčšina vedcov verí, že existuje dôležité spojenie, ktoré je maskované množstvom iných javov.
Pretože nabité častice sledujú magnetické polia, korpuskulárne žiarenie nie je pozorované vo všetkých veľkých erupciách, ale iba v tých, ktoré sa nachádzajú na západnej pologuli Slnka. Siločiary z jej západnej strany dosahujú Zem a smerujú tam častice. Posledne menované sú väčšinou protóny, pretože vodík je dominantným základným prvkom slnka. Mnoho častíc pohybujúcich sa rýchlosťou 1000 km/s vytvára čelo rázovej vlny. Prúdenie nízkoenergetických častíc vo veľkých erupciách je také intenzívne, že ohrozuje životy astronautov mimo magnetického poľa Zeme.
