Suasana Matahari dikuasai oleh irama pasang surut indah aktiviti. Tompok matahari, yang terbesar boleh dilihat walaupun tanpa teleskop, adalah kawasan yang mempunyai medan magnet yang sangat kuat pada permukaan bintang. Tompok matang yang tipikal berwarna putih dan berbentuk daisy. Ia terdiri daripada teras tengah gelap yang dipanggil umbra, iaitu gelung fluks magnet yang memanjang secara menegak dari bawah, dan gelang gentian yang lebih ringan di sekelilingnya, dipanggil penumbra, di mana medan magnet memanjang ke luar secara mendatar.
Tompok Matahari
Pada awal abad kedua puluh. George Ellery Hale, menggunakan teleskop baharunya untuk memerhati aktiviti suria dalam masa nyata, mendapati spektrum bintik matahari adalah serupa dengan bintang jenis M merah yang sejuk. Oleh itu, dia menunjukkan bahawa bayang-bayang kelihatan gelap kerana suhunya hanya kira-kira 3000 K, lebih rendah daripada suhu persekitaran 5800 K.fotosfera. Tekanan magnet dan gas di tempat itu mesti mengimbangi tekanan sekeliling. Ia mesti disejukkan supaya tekanan dalaman gas menjadi jauh lebih rendah daripada tekanan luaran. Di kawasan "sejuk" adalah proses intensif. Tompok matahari disejukkan dengan penindasan perolakan, yang memindahkan haba dari bawah, oleh medan yang kuat. Atas sebab ini, had bawah saiz mereka ialah 500 km. Tompok yang lebih kecil cepat dipanaskan oleh sinaran ambien dan musnah.
Walaupun kekurangan perolakan, terdapat banyak pergerakan tersusun dalam tompok, kebanyakannya dalam teduhan separa di mana garis mendatar medan membenarkannya. Contoh pergerakan tersebut ialah kesan Evershed. Ini adalah aliran dengan kelajuan 1 km/s di bahagian luar penumbra, yang melampaui hadnya dalam bentuk objek bergerak. Yang terakhir adalah unsur-unsur medan magnet yang mengalir keluar ke atas kawasan yang mengelilingi tempat itu. Dalam kromosfera di atasnya, aliran Evershed terbalik muncul sebagai lingkaran. Bahagian dalam penumbra bergerak ke arah bayang.
Tompok matahari juga berubah-ubah. Apabila tompok fotosfera yang dikenali sebagai "jambatan cahaya" melintasi bayang-bayang, terdapat aliran mendatar yang cepat. Walaupun medan bayang terlalu kuat untuk membenarkan pergerakan, terdapat ayunan pantas dengan tempoh 150 s dalam kromosfera tepat di atas. Di atas penumbra terdapat apa yang dipanggil. gelombang mengembara merambat secara jejari ke luar dengan tempoh 300-s.
Bilangan bintik matahari
Aktiviti suria secara sistematik melepasi seluruh permukaan bintang antara 40°latitud, yang menunjukkan sifat global fenomena ini. Walaupun terdapat turun naik yang ketara dalam kitaran, ia secara keseluruhannya sangat teratur, seperti yang dibuktikan oleh susunan yang mantap dalam kedudukan berangka dan latitudin bintik matahari.
Pada permulaan tempoh, bilangan kumpulan dan saiznya meningkat dengan cepat sehingga selepas 2–3 tahun bilangan maksimum dicapai, dan selepas setahun lagi - kawasan maksimum. Purata jangka hayat kumpulan adalah kira-kira satu putaran Matahari, tetapi kumpulan kecil hanya boleh bertahan selama 1 hari. Kumpulan tompok matahari terbesar dan letusan terbesar biasanya berlaku 2 atau 3 tahun selepas had tompok matahari dicapai.
Mungkin mempunyai sehingga 10 kumpulan dan 300 tempat, dan satu kumpulan boleh mempunyai sehingga 200. Perjalanan kitaran mungkin tidak teratur. Walaupun hampir maksimum, bilangan bintik matahari boleh berkurangan dengan ketara buat sementara waktu.
11 tahun kitaran
Bilangan bintik matahari kembali kepada minimum kira-kira setiap 11 tahun. Pada masa ini, terdapat beberapa formasi kecil yang serupa di Matahari, biasanya pada latitud rendah, dan selama berbulan-bulan ia mungkin tidak hadir sama sekali. Tompok matahari baharu mula kelihatan pada latitud yang lebih tinggi, antara 25° dan 40°, dengan kekutuban bertentangan daripada kitaran sebelumnya.
Pada masa yang sama, tempat baharu boleh wujud di latitud tinggi dan tempat lama pada latitud rendah. Tompok pertama kitaran baru adalah kecil dan hidup hanya beberapa hari. Memandangkan tempoh putaran ialah 27 hari (lebih lama di latitud yang lebih tinggi), ia biasanya tidak kembali dan yang lebih baru lebih dekat dengan khatulistiwa.
Untuk kitaran 11 tahunkonfigurasi kekutuban magnet kumpulan tompok matahari adalah sama dalam hemisfera tertentu dan berada dalam arah yang bertentangan di hemisfera yang lain. Ia berubah dalam tempoh seterusnya. Oleh itu, tompok matahari baharu di latitud tinggi di hemisfera utara boleh mempunyai kekutuban positif dan kemudian kekutuban negatif, dan kumpulan daripada kitaran sebelumnya pada latitud rendah akan mempunyai orientasi bertentangan.
Secara beransur-ansur, bintik-bintik lama hilang, dan yang baharu muncul dalam jumlah dan saiz yang besar di latitud bawah. Taburannya berbentuk seperti rama-rama.
Kitaran penuh
Oleh kerana konfigurasi kekutuban magnet kumpulan tompok matahari berubah setiap 11 tahun, ia kembali kepada nilai yang sama setiap 22 tahun, dan tempoh ini dianggap sebagai tempoh kitaran magnet yang lengkap. Pada permulaan setiap tempoh, jumlah medan Matahari, ditentukan oleh medan dominan di kutub, mempunyai kekutuban yang sama dengan bintik-bintik yang sebelumnya. Apabila kawasan aktif pecah, fluks magnet dibahagikan kepada bahagian dengan tanda positif dan negatif. Selepas banyak bintik muncul dan hilang dalam zon yang sama, kawasan unipolar besar dengan satu tanda atau yang lain terbentuk, yang bergerak ke arah kutub Matahari yang sepadan. Semasa setiap minimum di kutub, fluks kekutuban seterusnya di hemisfera itu mendominasi, dan ini adalah medan seperti yang dilihat dari Bumi.
Tetapi jika semua medan magnet seimbang, bagaimanakah ia membahagikan kepada kawasan unipolar besar yang mengawal medan kutub? Soalan ini belum terjawab. Medan yang menghampiri kutub berputar lebih perlahan daripada bintik matahari di kawasan khatulistiwa. Akhirnya medan yang lemah mencapai tiang dan membalikkan medan yang dominan. Ini membalikkan kekutuban yang perlu diambil oleh kedudukan utama kumpulan baharu, sekali gus meneruskan kitaran 22 tahun.
Bukti sejarah
Walaupun kitaran aktiviti suria agak teratur selama beberapa abad, terdapat perubahan ketara di dalamnya. Pada tahun 1955-1970, terdapat lebih banyak tompok matahari di hemisfera utara, dan pada tahun 1990 mereka mendominasi di selatan. Kedua-dua kitaran itu, memuncak pada tahun 1946 dan 1957, adalah yang terbesar dalam sejarah.
Ahli astronomi Inggeris W alter Maunder menemui bukti untuk tempoh aktiviti magnet suria yang rendah, menunjukkan bahawa sangat sedikit tompok matahari yang diperhatikan antara 1645 dan 1715. Walaupun fenomena ini pertama kali ditemui sekitar 1600, beberapa penampakan telah direkodkan dalam tempoh ini. Tempoh ini dipanggil Mound minimum.
Pemerhati yang berpengalaman melaporkan kemunculan kumpulan bintik baharu sebagai peristiwa yang hebat, dengan menyatakan bahawa mereka tidak melihatnya selama bertahun-tahun. Selepas 1715 fenomena ini kembali. Ia bertepatan dengan tempoh paling sejuk di Eropah dari 1500 hingga 1850. Bagaimanapun, kaitan antara fenomena ini belum terbukti.
Terdapat beberapa bukti untuk tempoh lain yang serupa pada jarak kira-kira 500 tahun. Apabila aktiviti suria tinggi, medan magnet yang kuat dihasilkan oleh blok angin suria sinar kosmik galaksi bertenaga tinggi yang menghampiri Bumi, mengakibatkan kurangpembentukan karbon-14. Mengukur 14С dalam cincin pokok mengesahkan aktiviti rendah Matahari. Kitaran 11 tahun tidak ditemui sehingga tahun 1840-an, jadi pemerhatian sebelum masa itu adalah tidak teratur.
Kawasan fana
Selain bintik matahari, terdapat banyak dipol kecil yang dipanggil kawasan aktif ephemeral yang wujud secara purata kurang daripada sehari dan terdapat di seluruh Matahari. Bilangan mereka mencecah 600 sehari. Walaupun kawasan ephemeral kecil, ia boleh membentuk sebahagian besar daripada fluks magnet matahari. Tetapi kerana mereka neutral dan agak kecil, mereka mungkin tidak memainkan peranan dalam evolusi kitaran dan model medan global.
Keunggulan
Ini adalah salah satu fenomena paling indah yang boleh diperhatikan semasa aktiviti matahari. Ia serupa dengan awan di atmosfera Bumi, tetapi disokong oleh medan magnet dan bukannya fluks haba.
Plasa ion dan elektron yang membentuk atmosfera suria tidak boleh melintasi garis medan mendatar, walaupun terdapat daya graviti. Penonjolan berlaku pada sempadan antara kekutuban bertentangan, di mana garis medan berubah arah. Oleh itu, ia adalah penunjuk yang boleh dipercayai bagi peralihan medan yang mendadak.
Seperti dalam kromosfera, penonjolan adalah lutsinar dalam cahaya putih dan, kecuali gerhana penuh, harus diperhatikan dalam Hα (656, 28 nm). Semasa gerhana, garisan Hα merah memberikan penonjolan warna merah jambu yang cantik. Ketumpatan mereka jauh lebih rendah daripada fotosfera, kerana ia jugabeberapa perlanggaran. Ia menyerap sinaran dari bawah dan memancarkannya ke semua arah.
Cahaya yang dilihat dari Bumi semasa gerhana tiada sinaran menaik, jadi tonjolan kelihatan lebih gelap. Tetapi memandangkan langit lebih gelap, ia kelihatan terang dengan latar belakangnya. Suhu mereka ialah 5000-50000 K.
Jenis menonjol
Terdapat dua jenis penonjolan utama: senyap dan peralihan. Yang pertama dikaitkan dengan medan magnet berskala besar yang menandakan sempadan kawasan magnet unipolar atau kumpulan tompok matahari. Memandangkan kawasan sebegitu tinggal untuk jangka masa yang lama, perkara yang sama berlaku untuk kawasan terkenal yang sunyi. Ia boleh mempunyai pelbagai bentuk - lindung nilai, awan terampai atau corong, tetapi ia sentiasa dua dimensi. Filamen stabil sering menjadi tidak stabil dan meletus, tetapi juga boleh hilang begitu saja. Tonjolan yang tenang hidup selama beberapa hari, tetapi yang baharu boleh terbentuk di sempadan magnet.
Penonjolan sementara adalah bahagian penting dalam aktiviti suria. Ini termasuk jet, yang merupakan jisim bahan tidak teratur yang dikeluarkan oleh suar, dan gumpalan, yang merupakan aliran pelepasan kecil yang digabungkan. Dalam kedua-dua kes, beberapa perkara kembali ke permukaan.
Tonjolan berbentuk gelung adalah akibat daripada fenomena ini. Semasa nyalaan, aliran elektron memanaskan permukaan sehingga berjuta-juta darjah, membentuk tonjolan koronal panas (lebih daripada 10 juta K). Mereka memancar dengan kuat, disejukkan, dan kehilangan sokongan, turun ke permukaan dalam bentukgelung elegan, mengikut garisan daya magnet.
Kelipan
Fenomena paling menakjubkan yang dikaitkan dengan aktiviti suria ialah suar, yang merupakan pelepasan mendadak tenaga magnet dari kawasan tompok matahari. Walaupun mempunyai tenaga yang tinggi, kebanyakannya hampir tidak kelihatan dalam julat frekuensi yang boleh dilihat, kerana pelepasan tenaga berlaku dalam suasana telus, dan hanya fotosfera, yang mencapai tahap tenaga yang agak rendah, boleh diperhatikan dalam cahaya yang boleh dilihat.
Nyalaan paling baik dilihat dalam garisan Hα, di mana kecerahan boleh 10 kali lebih besar daripada di kromosfera bersebelahan dan 3 kali lebih tinggi daripada kontinum sekeliling. Dalam Hα, suar besar akan meliputi beberapa ribu cakera suria, tetapi hanya beberapa bintik terang kecil muncul dalam cahaya yang boleh dilihat. Tenaga yang dikeluarkan dalam kes ini boleh mencapai 1033 erg, yang sama dengan keluaran keseluruhan bintang dalam 0.25 s. Kebanyakan tenaga ini pada mulanya dibebaskan dalam bentuk elektron dan proton bertenaga tinggi, dan sinaran yang boleh dilihat ialah kesan sekunder yang disebabkan oleh kesan zarah pada kromosfera.
Jenis wabak
Julat saiz suar adalah luas - daripada gergasi, mengebom Bumi dengan zarah, hingga hampir tidak ketara. Ia biasanya diklasifikasikan mengikut fluks sinar-X yang berkaitan dengan panjang gelombang dari 1 hingga 8 angstrom: Cn, Mn atau Xn untuk lebih daripada 10-6, 10-5 dan 10-4 W/m2 masing-masing. Jadi M3 di Bumi sepadan dengan fluks 3×10-5 W/m2. Penunjuk ini tidak linear kerana ia hanya mengukur puncak dan bukan jumlah sinaran. Tenaga yang dikeluarkan dalam 3-4 suar terbesar setiap tahun adalah bersamaan dengan jumlah tenaga semua yang lain.
Jenis zarah yang dicipta oleh pancaran berubah bergantung pada tempat pecutan. Tidak ada bahan yang mencukupi antara Matahari dan Bumi untuk perlanggaran mengion, jadi mereka mengekalkan keadaan pengionan asalnya. Zarah yang dipercepatkan dalam korona oleh gelombang kejutan menunjukkan pengionan koronal biasa sebanyak 2 juta K. Zarah yang dipercepatkan dalam badan suar mempunyai pengionan yang lebih tinggi dengan ketara dan kepekatan He3, isotop yang jarang ditemui. helium hanya dengan satu neutron.
Kebanyakan suar utama berlaku dalam sebilangan kecil kumpulan tompok matahari besar hiperaktif. Kumpulan ialah gugusan besar satu kekutuban magnet yang dikelilingi oleh sebaliknya. Walaupun ramalan aktiviti suar suria mungkin disebabkan oleh kehadiran formasi tersebut, penyelidik tidak dapat meramalkan bila ia akan muncul dan tidak tahu apa yang menghasilkannya.
Kesan Bumi
Selain membekalkan cahaya dan haba, Matahari memberi kesan kepada Bumi melalui sinaran ultraungu, aliran berterusan angin suria dan zarah daripada suar besar. Sinaran ultraungu menghasilkan lapisan ozon, yang seterusnya melindungi planet ini.
Sinar-X lembut (panjang gelombang panjang) daripada korona suria mencipta lapisan ionosfera yang membuatkemungkinan komunikasi radio gelombang pendek. Pada hari-hari aktiviti suria, sinaran daripada korona (berubah-ubah perlahan-lahan) dan suar (impulsif) meningkat untuk mencipta lapisan pemantul yang lebih baik, tetapi ketumpatan ionosfera meningkat sehingga gelombang radio diserap dan komunikasi gelombang pendek terhalang.
Denyutan sinar-X yang lebih keras (panjang gelombang lebih pendek) daripada suar mengionkan lapisan terendah ionosfera (lapisan D), menghasilkan pancaran radio.
Medan magnet berputar Bumi cukup kuat untuk menghalang angin suria, membentuk magnetosfera yang zarah dan medan mengalir di sekelilingnya. Di sebelah bertentangan dengan luminary, garisan medan membentuk struktur yang dipanggil bulu geomagnetik atau ekor. Apabila angin suria meningkat, terdapat peningkatan mendadak dalam medan Bumi. Apabila medan antara planet bertukar ke arah yang bertentangan dengan Bumi, atau apabila awan zarah besar melandanya, medan magnet dalam bulu bergabung semula dan tenaga dilepaskan untuk mencipta aurora.
Ribut magnet dan aktiviti suria
Setiap kali lubang koronal yang besar mengorbit Bumi, angin suria memecut dan ribut geomagnet berlaku. Ini mewujudkan kitaran 27 hari, terutamanya ketara pada bintik matahari minimum, yang memungkinkan untuk meramalkan aktiviti suria. Nyalaan besar dan fenomena lain menyebabkan lonjakan jisim koronal, awan zarah bertenaga yang membentuk arus gelang di sekeliling magnetosfera, menyebabkan turun naik tajam dalam medan Bumi, yang dipanggil ribut geomagnet. Fenomena ini mengganggu komunikasi radio dan mencipta lonjakan kuasa pada talian jarak jauh dan konduktor panjang yang lain.
Mungkin yang paling menarik dari semua fenomena duniawi ialah kemungkinan kesan aktiviti suria terhadap iklim planet kita. Minimum Mound nampaknya munasabah, tetapi terdapat kesan lain yang jelas. Kebanyakan saintis percaya bahawa terdapat hubungan penting, yang disembunyikan oleh beberapa fenomena lain.
Oleh kerana zarah bercas mengikut medan magnet, sinaran korpuskular tidak diperhatikan dalam semua suar besar, tetapi hanya pada yang terletak di hemisfera barat Matahari. Garisan daya dari sebelah baratnya sampai ke Bumi, menghalakan zarah ke sana. Yang terakhir ini kebanyakannya proton, kerana hidrogen adalah unsur penyusun dominan matahari. Banyak zarah yang bergerak pada kelajuan 1000 km/s saat mencipta hadapan gelombang kejutan. Aliran zarah tenaga rendah dalam suar besar sangat kuat sehingga mengancam nyawa angkasawan di luar medan magnet Bumi.
