Die Son se atmosfeer word oorheers deur 'n wonderlike ritme van eb en vloei van aktiwiteit. Sonkolle, waarvan die grootste selfs sonder 'n teleskoop sigbaar is, is gebiede met uiters sterk magnetiese velde op die oppervlak van 'n ster. 'n Tipiese volwasse kol is wit en madeliefievormig. Dit bestaan uit 'n donker sentrale kern genoem die umbra, wat 'n lus van magnetiese vloed is wat vertikaal van onder af strek, en 'n ligter ring van vesels daaromheen, genoem die penumbra, waarin die magneetveld horisontaal uitwaarts strek.
Sonkolle
Aan die begin van die twintigste eeu. George Ellery Hale, wat sy nuwe teleskoop gebruik het om sonaktiwiteit in reële tyd waar te neem, het gevind dat die spektrum van sonvlekke soortgelyk is aan dié van koel rooi M-tipe sterre. So het hy gewys dat die skaduwee donker lyk omdat sy temperatuur net sowat 3000 K is, baie minder as die omgewingstemperatuur van 5800 K.fotosfeer. Die magnetiese en gasdruk in die kol moet die omringende druk balanseer. Dit moet afgekoel word sodat die interne druk van die gas aansienlik laer word as die eksterne een. In die "koel" gebiede is intensiewe prosesse. Sonvlekke word afgekoel deur die onderdrukking van konveksie, wat hitte van onder af oordra, deur 'n sterk veld. Om hierdie rede is die onderste limiet van hul grootte 500 km. Kleiner kolle word vinnig deur omgewingsbestraling verhit en vernietig.
Ondanks die gebrek aan konveksie, is daar baie georganiseerde beweging in die kolle, meestal in gedeeltelike skadu waar die horisontale lyne van die veld dit toelaat. 'n Voorbeeld van so 'n beweging is die Evershed-effek. Dit is 'n vloei met 'n spoed van 1 km/s in die buitenste helfte van die penumbra, wat verby sy grense strek in die vorm van bewegende voorwerpe. Laasgenoemde is elemente van die magnetiese veld wat uitwaarts vloei oor die gebied rondom die plek. In die chromosfeer daarbo verskyn die omgekeerde Evershed-vloei as spirale. Die binneste helfte van die penumbra beweeg na die skaduwee.
Sonkolle wissel ook. Wanneer 'n vlek van die fotosfeer bekend as die "ligbrug" die skaduwee oorsteek, is daar 'n vinnige horisontale vloei. Alhoewel die skaduveld te sterk is om beweging toe te laat, is daar vinnige ossillasies met 'n tydperk van 150 s in die chromosfeer net bokant. Bo die penumbra is daar sg. bewegende golwe wat radiaal na buite voortplant met 'n tydperk van 300 s.
Aantal sonkolle
Sonaktiwiteit gaan sistematies oor die hele oppervlak van die ster tussen 40°breedtegraad, wat die globale aard van hierdie verskynsel aandui. Ten spyte van die beduidende skommelinge in die siklus, is dit oor die algemeen indrukwekkend gereeld, soos blyk uit die goed gevestigde volgorde in die numeriese en breedtegraadposisies van die sonvlekke.
Aan die begin van die tydperk neem die aantal groepe en hul groottes vinnig toe totdat na 2–3 jaar die maksimum getal bereik word, en na nog 'n jaar - die maksimum oppervlakte. Die gemiddelde leeftyd van 'n groep is ongeveer een rotasie van die Son, maar 'n klein groepie kan net 1 dag hou. Die grootste sonvlekgroepe en grootste uitbarstings vind gewoonlik plaas 2 of 3 jaar nadat die sonvleklimiet bereik is.
Mag tot 10 groepe en 300 kolle hê, en een groep kan tot 200 hê. Die verloop van die siklus kan onreëlmatig wees. Selfs naby die maksimum kan die aantal sonkolle tydelik aansienlik verminder.
11 jaar siklus
Die aantal sonkolle keer terug tot 'n minimum omtrent elke 11 jaar. Op hierdie tydstip is daar verskeie klein soortgelyke formasies op die Son, gewoonlik op lae breedtegrade, en vir maande kan hulle heeltemal afwesig wees. Nuwe sonvlekke begin op hoër breedtegrade verskyn, tussen 25° en 40°, met teenoorgestelde polariteit van die vorige siklus.
Terselfdertyd kan nuwe kolle op hoë breedtegrade en ou kolle op lae breedtegrade bestaan. Die eerste kolle van die nuwe siklus is klein en leef net 'n paar dae. Aangesien die rotasieperiode 27 dae is (langer by hoër breedtegrade), keer hulle gewoonlik nie terug nie, en nuwers is nader aan die ewenaar.
Vir 11 jaar siklusdie konfigurasie van die magnetiese polariteit van sonvlekgroepe is dieselfde in 'n gegewe halfrond en is in die teenoorgestelde rigting in die ander halfrond. Dit verander in die volgende tydperk. Dus kan nuwe sonvlekke op hoë breedtegrade in die noordelike halfrond 'n positiewe polariteit en dan 'n negatiewe polariteit hê, en die groepe van die vorige siklus op lae breedtegraad sal die teenoorgestelde oriëntasie hê.
Geleidelik verdwyn ou kolle, en nuwes verskyn in groot getalle en groottes op laer breedtegrade. Hulle verspreiding is soos 'n skoenlapper gevorm.
Volle siklus
Omdat die konfigurasie van die magnetiese polariteit van sonvlekgroepe elke 11 jaar verander, keer dit elke 22 jaar terug na dieselfde waarde, en hierdie tydperk word beskou as die tydperk van 'n volledige magnetiese siklus. Aan die begin van elke periode het die totale veld van die Son, bepaal deur die dominante veld by die pool, dieselfde polariteit as die kolle van die vorige een. Soos die aktiewe streke breek, word die magnetiese vloed in afdelings met 'n positiewe en 'n negatiewe teken verdeel. Nadat baie kolle in dieselfde sone verskyn en verdwyn het, word groot unipolêre streke met een of ander teken gevorm, wat na die ooreenstemmende pool van die Son beweeg. Tydens elke minimum by die pole oorheers die vloed van die volgende polariteit in daardie halfrond, en dit is die veld soos gesien vanaf die Aarde.
Maar as alle magnetiese velde gebalanseer is, hoe verdeel hulle in groot unipolêre streke wat die poolveld beheer? Hierdie vraag is nie beantwoord nie. Velde wat die pole nader, roteer stadiger as sonkolle in die ekwatoriale gebied. Uiteindelik bereik die swak velde die paal en keer die dominante veld om. Dit keer die polariteit om wat die voorste plekke van die nuwe groepe behoort in te neem, om sodoende die 22-jaar-siklus voort te sit.
Historiese bewyse
Hoewel die siklus van sonaktiwiteit oor etlike eeue redelik gereeld was, was daar aansienlike variasies daarin. In 1955-1970 was daar baie meer sonvlekke in die noordelike halfrond, en in 1990 het hulle in die suidelike oorheers. Die twee siklusse, wat in 1946 en 1957 'n hoogtepunt bereik het, was die grootste in die geskiedenis.
Die Engelse sterrekundige W alter Maunder het bewyse gevind vir 'n tydperk van lae sonkragmagnetiese aktiwiteit, wat aandui dat baie min sonkolle tussen 1645 en 1715 waargeneem is. Alhoewel hierdie verskynsel die eerste keer omstreeks 1600 ontdek is, is min waarnemings gedurende hierdie tydperk aangeteken. Hierdie tydperk word die Mound minimum genoem.
Ervare waarnemers het die verskyning van 'n nuwe groep kolle as 'n wonderlike gebeurtenis gerapporteer en opgemerk dat hulle dit vir baie jare nie gesien het nie. Na 1715 het hierdie verskynsel teruggekeer. Dit het saamgeval met die koudste tydperk in Europa van 1500 tot 1850. Die verband tussen hierdie verskynsels is egter nie bewys nie.
Daar is bewyse vir ander soortgelyke tydperke met ongeveer 500 jaar intervalle. Wanneer sonaktiwiteit hoog is, blokkeer sterk magnetiese velde wat deur die sonwind gegenereer word hoë-energie galaktiese kosmiese strale wat die aarde nader, wat lei tot minderdie vorming van koolstof-14. Die meting van 14С in boomringe bevestig die lae aktiwiteit van die Son. Die 11-jaar siklus is eers in die 1840's ontdek, so waarnemings voor daardie tyd was onreëlmatig.
Efemere gebiede
Benewens sonvlekke, is daar baie piepklein dipole wat kortstondige aktiewe streke genoem word wat gemiddeld minder as 'n dag bestaan en regdeur die Son voorkom. Hulle getal bereik 600 per dag. Alhoewel die kortstondige streke klein is, kan dit 'n aansienlike deel van die son se magnetiese vloed uitmaak. Maar aangesien hulle neutraal en taamlik klein is, speel hulle waarskynlik nie 'n rol in die evolusie van die siklus en die globale veldmodel nie.
Prominences
Dit is een van die mooiste verskynsels wat tydens sonaktiwiteit waargeneem kan word. Hulle is soortgelyk aan wolke in die Aarde se atmosfeer, maar word ondersteun deur magnetiese velde eerder as hittevloede.
Die plasma van ione en elektrone waaruit die sonatmosfeer bestaan, kan nie horisontale veldlyne oorsteek nie, ten spyte van die swaartekrag. Prominensies kom voor by die grense tussen teenoorgestelde polariteite, waar die veldlyne van rigting verander. Hulle is dus betroubare aanwysers van abrupte veldoorgange.
Soos in die chromosfeer is prominensies deursigtig in wit lig en, met die uitsondering van totale verduisterings, moet dit in Hα (656, 28 nm) waargeneem word. Tydens 'n verduistering gee die rooi Hα-lyn die prominensies 'n pragtige pienk tint. Hulle digtheid is baie laer as dié van die fotosfeer, aangesien dit ook ismin botsings. Hulle absorbeer straling van onder en straal dit in alle rigtings uit.
Die lig wat vanaf die Aarde tydens 'n verduistering gesien word, is sonder stygende strale, so die prominensies lyk donkerder. Maar aangesien die lug selfs donkerder is, lyk hulle helder teen sy agtergrond. Hulle temperatuur is 5000-50000 K.
tipes prominensies
Daar is twee hooftipes prominensies: stil en oorgang. Eersgenoemde word geassosieer met grootskaalse magnetiese velde wat die grense van unipolêre magnetiese streke of sonvlekgroepe aandui. Aangesien sulke gebiede lank leef, geld dieselfde vir stil prominensies. Hulle kan verskillende vorms hê - heinings, hangwolke of tregters, maar hulle is altyd tweedimensioneel. Stabiele filamente word dikwels onstabiel en bars uit, maar kan ook eenvoudig verdwyn. Kalm prominensies leef vir etlike dae, maar nuwes kan by die magnetiese grens vorm.
Verbygaande prominensies is 'n integrale deel van sonaktiwiteit. Dit sluit in jets, wat 'n ongeorganiseerde massa materiaal is wat deur 'n fakkel uitgestoot word, en klompe, wat gekollimeerde strome van klein emissies is. In albei gevalle keer van die saak terug na die oppervlak.
Lusvormige prominensies is die gevolge van hierdie verskynsels. Tydens die opvlam verhit die elektronvloei die oppervlak tot miljoene grade, wat warm (meer as 10 miljoen K) koronale prominensies vorm. Hulle straal sterk uit, word afgekoel en ontneem van ondersteuning, sak na die oppervlak in die vormelegante lusse wat die magnetiese kraglyne volg.
Flits
Die mees skouspelagtige verskynsel wat met sonaktiwiteit geassosieer word, is fakkels, wat 'n skerp vrystelling van magnetiese energie uit die streek van sonvlekke is. Ten spyte van die hoë energie, is die meeste van hulle amper onsigbaar in die sigbare frekwensiegebied, aangesien die energie-emissie in 'n deursigtige atmosfeer plaasvind, en slegs die fotosfeer, wat relatief lae energievlakke bereik, in sigbare lig waargeneem kan word.
Fakkels word die beste gesien in die Hα-lyn, waar die helderheid 10 keer groter kan wees as in die naburige chromosfeer, en 3 keer hoër as in die omliggende kontinuum. In Hα sal 'n groot opvlam etlike duisende sonskywe bedek, maar slegs 'n paar klein helder kolletjies verskyn in sigbare lig. Die energie wat in hierdie geval vrygestel word, kan 1033 erg bereik, wat gelyk is aan die uitset van die hele ster in 0,25 s. Die meeste van hierdie energie word aanvanklik vrygestel in die vorm van hoë-energie elektrone en protone, en sigbare bestraling is 'n sekondêre effek wat veroorsaak word deur deeltjie impak op die chromosfeer.
Soorte uitbrake
Die groottereeks van fakkels is wyd – van reusagtig, wat die Aarde met deeltjies bombardeer, tot skaars opmerklik. Hulle word gewoonlik geklassifiseer deur hul geassosieerde X-straal vloede met golflengtes van 1 tot 8 angstrom: Cn, Mn of Xn vir meer as 10-6, 10-5 en 10-4 W/m2 onderskeidelik. Dus stem M3 op Aarde ooreen met 'n 3× vloed10-5 W/m2. Hierdie aanwyser is nie lineêr nie aangesien dit net die piek meet en nie die totale straling nie. Die energie wat elke jaar in die 3-4 grootste fakkels vrygestel word, is gelykstaande aan die som van die energie van al die ander.
Soorte deeltjies wat deur flitse geskep word, verander na gelang van die plek van versnelling. Daar is nie genoeg materiaal tussen die Son en die Aarde vir ioniserende botsings nie, so hulle behou hul oorspronklike toestand van ionisasie. Deeltjies wat deur skokgolwe in die korona versnel word, toon 'n tipiese koronale ionisasie van 2 miljoen K. Deeltjies wat in die fakkelliggaam versnel word, het aansienlik hoër ionisasie en uiters hoë konsentrasies He3, 'n seldsame isotoop van helium net met een neutron.
Die meeste groot fakkels kom in 'n klein aantal hiperaktiewe groot sonvlekgroepe voor. Groepe is groot trosse van een magnetiese polariteit omring deur die teenoorgestelde. Alhoewel die voorspelling van sonvlamaktiwiteit moontlik is as gevolg van die teenwoordigheid van sulke formasies, kan navorsers nie voorspel wanneer hulle sal verskyn nie, en weet nie wat hulle produseer nie.
Earth Impact
Benewens die verskaffing van lig en hitte, beïnvloed die Son die Aarde deur ultravioletstraling, 'n konstante stroom sonwind en deeltjies van groot fakkels. Ultravioletstraling skep die osoonlaag, wat weer die planeet beskerm.
Sagte (lang golflengte) X-strale van die sonkorona skep lae van die ionosfeer watmoontlike kortgolf radiokommunikasie. Op dae van sonaktiwiteit neem die bestraling van die korona (stadig wisselend) en fakkels (impulsief) toe om 'n beter reflektiewe laag te skep, maar die digtheid van die ionosfeer neem toe totdat radiogolwe geabsorbeer word en kortgolfkommunikasie belemmer word.
Harder (korter golflengte) X-straalpulse van fakkels ioniseer die onderste laag van die ionosfeer (D-laag), wat radio-emissie skep.
Die Aarde se roterende magneetveld is sterk genoeg om die sonwind te blokkeer en vorm 'n magnetosfeer wat deeltjies en velde rondvloei. Aan die kant oorkant die lig, vorm die veldlyne 'n struktuur wat die geomagnetiese pluim of stert genoem word. Wanneer die sonwind toeneem, is daar 'n skerp toename in die Aarde se veld. Wanneer die interplanetêre veld in die teenoorgestelde rigting as die Aarde s'n oorskakel, of wanneer groot deeltjiewolke dit tref, herkombineer die magnetiese velde in die pluim en energie word vrygestel om die auroras te skep.
Magnetiese storms en sonaktiwiteit
Elke keer as 'n groot koronale gat om die Aarde wentel, versnel die sonwind en vind 'n geomagnetiese storm plaas. Dit skep 'n siklus van 27 dae, veral merkbaar by die sonvlekminimum, wat dit moontlik maak om sonaktiwiteit te voorspel. Groot fakkels en ander verskynsels veroorsaak koronale massa-uitstoot, wolke van energieke deeltjies wat 'n ringstroom om die magnetosfeer vorm, wat skerp skommelinge in die Aarde se veld veroorsaak, wat geomagnetiese storms genoem word. Hierdie verskynsels ontwrig radiokommunikasie en skep kragstuwings op langafstandlyne en ander lang geleiers.
Miskien is die interessantste van alle aardse verskynsels die moontlike impak van sonaktiwiteit op die klimaat van ons planeet. Die Mound-minimum lyk redelik, maar daar is ander duidelike gevolge. Die meeste wetenskaplikes glo dat daar 'n belangrike verband is, gemasker deur 'n aantal ander verskynsels.
Omdat gelaaide deeltjies magnetiese velde volg, word korpuskulêre straling nie in alle groot fakkels waargeneem nie, maar slegs in dié wat in die westelike halfrond van die Son geleë is. Kraglyne vanaf sy westelike kant bereik die Aarde en lei deeltjies daarheen. Laasgenoemde is meestal protone, want waterstof is die dominante samestellende element van die son. Baie deeltjies wat teen 'n spoed van 1000 km/s sekondes beweeg, skep 'n skokgolffront. Die vloei van lae-energie deeltjies in groot fakkels is so intens dat dit die lewens van ruimtevaarders buite die Aarde se magneetveld bedreig.
