Solens atmosfære er domineret af en vidunderlig rytme af ebbe og flod af aktivitet. Solpletter, hvoraf de største er synlige selv uden et teleskop, er områder med ekstremt stærke magnetfelter på overfladen af en stjerne. En typisk moden plet er hvid og tusindfryd-formet. Den består af en mørk central kerne kaldet umbraen, som er en løkke af magnetisk flux, der strækker sig lodret nedefra, og en lettere ring af fibre omkring den, kaldet penumbra, hvori magnetfeltet strækker sig udad vandret.
Solpletter
I begyndelsen af det tyvende århundrede. George Ellery Hale, der brugte sit nye teleskop til at observere solaktivitet i re altid, fandt ud af, at spektret af solpletter ligner det for kølige røde stjerner af M-typen. Således viste han, at skyggen ser mørk ud, fordi dens temperatur kun er omkring 3000 K, meget mindre end den omgivende temperatur på 5800 K.fotosfære. Magnet- og gastrykket i stedet skal balancere det omgivende tryk. Den skal afkøles, så gassens indre tryk bliver væsentligt lavere end det ydre. I de "seje" områder er intensive processer. Solpletter afkøles ved undertrykkelse af konvektion, som overfører varme nedefra, af et stærkt felt. Af denne grund er den nedre grænse for deres størrelse 500 km. Mindre pletter opvarmes hurtigt af omgivende stråling og ødelægges.
På trods af manglen på konvektion er der meget organiseret bevægelse i pletterne, mest i delvis skygge, hvor de vandrette linjer i feltet tillader det. Et eksempel på en sådan bevægelse er Evershed-effekten. Dette er en strømning med en hastighed på 1 km/s i den ydre halvdel af penumbraen, som strækker sig ud over dens grænser i form af bevægelige genstande. Sidstnævnte er elementer i det magnetiske felt, der strømmer udad over området omkring stedet. I kromosfæren over den optræder den omvendte Evershed-strøm som spiraler. Den indre halvdel af penumbra bevæger sig mod skyggen.
Solpletter svinger også. Når en del af fotosfæren kendt som "lysbroen" krydser skyggen, er der en hurtig vandret strømning. Selvom skyggefeltet er for stærkt til at tillade bevægelse, er der hurtige svingninger med en periode på 150 s i kromosfæren lige over. Over penumbra er der såkaldte. vandrende bølger, der breder sig radi alt udad med en periode på 300 sek.
Antal solpletter
Solaktivitet passerer systematisk over hele stjernens overflade mellem 40°breddegrad, hvilket indikerer dette fænomens globale karakter. På trods af de betydelige udsving i cyklussen er den overordnet set imponerende regelmæssig, som det fremgår af den veletablerede rækkefølge i solpletternes numeriske og breddegradspositioner.
I begyndelsen af perioden stiger antallet af grupper og deres størrelser hurtigt, indtil det maksimale antal er nået efter 2-3 år, og efter endnu et år - det maksimale areal. Den gennemsnitlige levetid for en gruppe er omkring en rotation af Solen, men en lille gruppe kan kun vare 1 dag. De største solpletgrupper og største udbrud forekommer norm alt 2 eller 3 år efter solpletgrænsen er nået.
Kan have op til 10 grupper og 300 spots, og en gruppe kan have op til 200. Cyklusforløbet kan være uregelmæssigt. Selv tæt på maksimum kan antallet af solpletter midlertidigt falde betydeligt.
11 års cyklus
Antallet af solpletter vender tilbage til et minimum omkring hvert 11. år. På dette tidspunkt er der flere små lignende formationer på Solen, norm alt på lave breddegrader, og i måneder kan de være helt fraværende. Nye solpletter begynder at dukke op på højere breddegrader, mellem 25° og 40°, med modsat polaritet fra den forrige cyklus.
Samtidig kan nye pletter eksistere på høje breddegrader og gamle pletter på lave breddegrader. De første pletter i den nye cyklus er små og lever kun få dage. Da rotationsperioden er 27 dage (længere på højere breddegrader), vender de norm alt ikke tilbage, og nyere er tættere på ækvator.
For 11 års cykluskonfigurationen af den magnetiske polaritet af solpletgrupper er den samme i en given halvkugle og er i den modsatte retning i den anden halvkugle. Det ændrer sig i den næste periode. Nye solpletter på høje breddegrader på den nordlige halvkugle kan således have en positiv polaritet og derefter en negativ polaritet, og grupperne fra den forrige cyklus ved lav breddegrad vil have den modsatte orientering.
Gradvist forsvinder gamle pletter, og nye dukker op i stort antal og størrelser på lavere breddegrader. Deres fordeling er formet som en sommerfugl.
Fuld cyklus
Fordi konfigurationen af den magnetiske polaritet af solpletgrupper ændres hvert 11. år, vender den tilbage til den samme værdi hvert 22. år, og denne periode betragtes som perioden for en komplet magnetisk cyklus. I begyndelsen af hver periode har Solens samlede felt, bestemt af det dominerende felt ved polen, samme polaritet som pletterne fra den foregående. Når de aktive områder brydes, opdeles den magnetiske flux i sektioner med et positivt og et negativt fortegn. Efter at mange pletter dukker op og forsvinder i samme zone, dannes der store unipolære områder med et eller andet tegn, som bevæger sig mod Solens tilsvarende pol. Under hvert minimum ved polerne dominerer fluxen af den næste polaritet i den halvkugle, og dette er feltet set fra Jorden.
Men hvis alle magnetiske felter er afbalancerede, hvordan opdeles de så i store unipolære områder, der styrer det polære felt? Dette spørgsmål er ikke blevet besvaret. Felter, der nærmer sig polerne, roterer langsommere end solpletter i ækvatorialområdet. Til sidst når de svage felter polen og vender det dominerende felt om. Dette vender den polaritet, som de nye gruppers førende pladser bør tage, og dermed fortsætter den 22-årige cyklus.
Historiske beviser
Selvom solaktivitetens cyklus har været ret regelmæssig gennem flere århundreder, har der været betydelige variationer i den. I 1955-1970 var der meget flere solpletter på den nordlige halvkugle, og i 1990 dominerede de på den sydlige. De to cyklusser, der toppede i 1946 og 1957, var de største i historien.
Den engelske astronom W alter Maunder fandt beviser for en periode med lav magnetisk solaktivitet, hvilket indikerer, at meget få solpletter blev observeret mellem 1645 og 1715. Selvom dette fænomen først blev opdaget omkring 1600, blev der kun registreret få observationer i denne periode. Denne periode kaldes Mound minimum.
Erfarne observatører rapporterede fremkomsten af en ny gruppe af pletter som en stor begivenhed og bemærkede, at de ikke havde set dem i mange år. Efter 1715 vendte dette fænomen tilbage. Det faldt sammen med den koldeste periode i Europa fra 1500 til 1850. Men sammenhængen mellem disse fænomener er ikke blevet bevist.
Der er nogle beviser for andre lignende perioder med ca. 500 års mellemrum. Når solaktiviteten er høj, blokerer stærke magnetfelter genereret af solvinden højenergiske galaktiske kosmiske stråler, der nærmer sig Jorden, hvilket resulterer i mindredannelsen af kulstof-14. Måling af 14С i træringe bekræfter Solens lave aktivitet. Den 11-årige cyklus blev først opdaget i 1840'erne, så observationer før den tid var uregelmæssige.
Efemære områder
Ud over solpletter er der mange bittesmå dipoler kaldet flygtige aktive områder, der i gennemsnit eksisterer mindre end en dag og findes over alt i Solen. Deres antal når op på 600 om dagen. Selvom de flygtige områder er små, kan de udgøre en betydelig del af solens magnetiske flux. Men da de er neutrale og ret små, spiller de sandsynligvis ikke nogen rolle i udviklingen af cyklussen og den globale feltmodel.
Prominences
Dette er et af de smukkeste fænomener, der kan observeres under solaktivitet. De ligner skyer i jordens atmosfære, men understøttes af magnetiske felter i stedet for varmestrømme.
Plasmaet af ioner og elektroner, der udgør solatmosfæren, kan ikke krydse vandrette feltlinjer på trods af tyngdekraften. Prominenser opstår ved grænserne mellem modsatte polariteter, hvor feltlinjerne ændrer retning. De er således pålidelige indikatorer for pludselige feltovergange.
Som i kromosfæren er prominenser transparente i hvidt lys, og med undtagelse af totale formørkelser bør de observeres i Hα (656, 28 nm). Under en formørkelse giver den røde Hα-linje prominenserne en smuk lyserød nuance. Deres tæthed er meget lavere end fotosfærens, da den også er detfå kollisioner. De absorberer stråling nedefra og udsender den i alle retninger.
Lyset set fra Jorden under en formørkelse er blottet for opstigende stråler, så fremspringene ser mørkere ud. Men da himlen er endnu mørkere, ser de lyse ud mod dens baggrund. Deres temperatur er 5000-50000 K.
Typer of prominences
Der er to hovedtyper af prominenser: stille og overgangsbestemt. Førstnævnte er forbundet med magnetiske felter i stor skala, der markerer grænserne for unipolære magnetiske områder eller solpletgrupper. Da sådanne områder lever i lang tid, gælder det samme for rolige prominenser. De kan have forskellige former - hække, ophængte skyer eller tragte, men de er altid todimensionelle. Stabile filamenter bliver ofte ustabile og bryder ud, men kan også simpelthen forsvinde. Rolige prominenser lever i flere dage, men nye kan dannes ved den magnetiske grænse.
Forbigående prominenser er en integreret del af solaktivitet. Disse omfatter jetfly, som er en uorganiseret masse af materiale, der udstødes af en flare, og klumper, som er kollimerede strømme af små emissioner. I begge tilfælde vender noget af sagen tilbage til overfladen.
Sløjfeformede prominenser er konsekvenserne af disse fænomener. Under opblussen varmer elektronstrømmen overfladen op til millioner af grader og danner varme (mere end 10 millioner K) koronale fremspring. De stråler kraftigt, bliver afkølet og berøvet støtte, falder ned til overfladen i formelegante løkker, der følger de magnetiske kraftlinjer.
blink
Det mest spektakulære fænomen forbundet med solaktivitet er flare, som er en skarp frigivelse af magnetisk energi fra området med solpletter. På trods af den høje energi er de fleste af dem næsten usynlige i det synlige frekvensområde, da energiudsendelsen sker i en gennemsigtig atmosfære, og kun fotosfæren, som når relativt lave energiniveauer, kan observeres i synligt lys.
Flares ses bedst i Hα-linjen, hvor lysstyrken kan være 10 gange større end i nabokromosfæren og 3 gange højere end i det omgivende kontinuum. I Hα vil et stort udbrænding dække flere tusinde solskiver, men kun få små lyse pletter vises i synligt lys. Den energi, der frigives i dette tilfælde, kan nå 1033 erg, hvilket er lig med hele stjernens output på 0,25 s. Det meste af denne energi frigives i starten i form af højenergielektroner og protoner, og synlig stråling er en sekundær effekt forårsaget af partikelpåvirkning på kromosfæren.
Typer af udbrud
Størrelsesområdet for flares er bredt - fra gigantiske, bombarderende Jorden med partikler, til knap mærkbare. De klassificeres norm alt efter deres tilknyttede røntgenstrømme med bølgelængder fra 1 til 8 ångstrøm: Cn, Mn eller Xn for mere end 10-6, 10-5 og 10-4 W/m2 hhv. Så M3 på Jorden svarer til en 3× flux10-5 W/m2. Denne indikator er ikke lineær, da den kun måler toppen og ikke den samlede stråling. Den energi, der frigives i de 3-4 største udbrændinger hvert år, svarer til summen af energierne fra alle de andre.
Partikeltyper skabt af blink ændrer sig afhængigt af accelerationsstedet. Der er ikke nok materiale mellem Solen og Jorden til ioniserende kollisioner, så de bevarer deres oprindelige ioniseringstilstand. Partikler accelereret i koronaen af chokbølger viser en typisk koronal ionisering på 2 millioner K. Partikler accelereret i flarelegemet har signifikant højere ionisering og ekstremt høje koncentrationer af He3, en sjælden isotop af kun helium med én neutron.
De fleste større udbrud forekommer i et lille antal hyperaktive store solpletgrupper. Grupper er store klynger med én magnetisk polaritet omgivet af den modsatte. Selvom forudsigelse af soludbrudsaktivitet er mulig på grund af tilstedeværelsen af sådanne formationer, kan forskere ikke forudsige, hvornår de vil dukke op, og de ved ikke, hvad der producerer dem.
Earth Impact
Ud over at give lys og varme påvirker Solen Jorden gennem ultraviolet stråling, en konstant strøm af solvind og partikler fra store udbrud. Ultraviolet stråling skaber ozonlaget, som igen beskytter planeten.
Bløde (lang bølgelængde) røntgenstråler fra solkoronaen skaber lag af ionosfæren, der gørmulig kortbølge radiokommunikation. På dage med solaktivitet øges strålingen fra koronaen (langsomt varierende) og flares (impulsiv) for at skabe et bedre reflekterende lag, men tætheden af ionosfæren øges, indtil radiobølger absorberes, og kortbølgekommunikation hindres.
Hårdere (kortere bølgelængde) Røntgenimpulser fra flares ioniserer det nederste lag af ionosfæren (D-lag), hvilket skaber radioemission.
Jordens roterende magnetfelt er stærkt nok til at blokere solvinden og danner en magnetosfære, som partikler og felter flyder rundt om. På siden modsat armaturet danner feltlinjerne en struktur kaldet den geomagnetiske fane eller hale. Når solvinden tiltager, sker der en kraftig stigning i Jordens felt. Når det interplanetariske felt skifter i modsat retning af Jordens, eller når store partikelskyer rammer det, rekombinerer de magnetiske felter i fanen, og energi frigives til at skabe nordlys.
Magnetiske storme og solaktivitet
Hver gang et stort koron alt hul kredser om Jorden, accelererer solvinden, og der opstår en geomagnetisk storm. Dette skaber en 27-dages cyklus, især mærkbar ved solplettens minimum, hvilket gør det muligt at forudsige solaktivitet. Store udbrud og andre fænomener forårsager koronale masseudstødninger, skyer af energiske partikler, der danner en ringstrøm omkring magnetosfæren, hvilket forårsager skarpe udsving i Jordens felt, kaldet geomagnetiske storme. Disse fænomener forstyrrer radiokommunikation og skaber strømstød på langdistancelinjer og andre lange ledere.
Det måske mest spændende af alle jordiske fænomener er den mulige indvirkning af solaktivitet på klimaet på vores planet. Mound minimum virker rimeligt, men der er andre klare effekter. De fleste videnskabsmænd mener, at der er en vigtig sammenhæng, maskeret af en række andre fænomener.
Fordi ladede partikler følger magnetiske felter, observeres korpuskulær stråling ikke i alle store udbrændinger, men kun i dem, der ligger på Solens vestlige halvkugle. Kraftlinjer fra dens vestlige side når Jorden og dirigerer partikler dertil. Sidstnævnte er for det meste protoner, fordi brint er det dominerende element i solen. Mange partikler, der bevæger sig med en hastighed på 1000 km/s sekund, skaber en chokbølgefront. Strømmen af lavenergipartikler i store udbrud er så intens, at den truer livet for astronauter uden for Jordens magnetfelt.
