Güneş'in atmosferine harika bir gelgit ritmi ve aktivite akışı hakimdir. En büyüğü teleskop olmadan da görülebilen güneş lekeleri, bir yıldızın yüzeyinde son derece güçlü manyetik alanlara sahip alanlardır. Tipik bir olgun nokta beyaz ve papatya şeklindedir. Aşağıdan dikey olarak uzanan bir manyetik akı döngüsü olan umbra adı verilen karanlık bir merkezi çekirdekten ve onun etrafında manyetik alanın yatay olarak dışa doğru uzandığı penumbra adı verilen daha hafif bir lif halkasından oluşur.
Güneş lekeleri
Yirminci yüzyılın başında. George Ellery Hale, güneş aktivitesini gerçek zamanlı olarak gözlemlemek için yeni teleskopunu kullanarak, güneş lekelerinin spektrumunun soğuk kırmızı M-tipi yıldızlara benzer olduğunu keşfetti. Böylece gölgenin karanlık göründüğünü, çünkü sıcaklığının sadece 3000 K civarında olduğunu, yani 5800 K olan ortam sıcaklığından çok daha az olduğunu gösterdi.fotosfer. Noktadaki manyetik ve gaz basıncı çevredeki basıncı dengelemelidir. Gazın iç basıncının dıştan önemli ölçüde düşük olması için soğutulması gerekir. "Serin" alanlarda yoğun süreçler vardır. Güneş lekeleri, aşağıdan ısı aktaran konveksiyonun güçlü bir alan tarafından bastırılmasıyla soğutulur. Bu nedenle büyüklüklerinin alt sınırı 500 km'dir. Daha küçük noktalar ortam radyasyonuyla hızla ısıtılır ve yok edilir.
Konveksiyon olmamasına rağmen, yamalarda, çoğunlukla alanın yatay çizgilerinin izin verdiği kısmi gölgede çok sayıda organize hareket var. Bu tür hareketlere bir örnek Evershed etkisidir. Bu, yarı gölgenin dış yarısında hareket eden nesneler şeklinde sınırlarının ötesine uzanan 1 km/s hızındaki bir akıştır. İkincisi, noktayı çevreleyen bölge üzerinde dışa doğru akan manyetik alanın unsurlarıdır. Üstündeki kromosferde, ters Evershed akışı spiraller olarak görünür. Yarı gölgenin iç yarısı gölgeye doğru hareket ediyor.
Güneş lekeleri de dalgalanır. "Işık köprüsü" olarak bilinen ışık küresinin bir parçası gölgeyi geçtiğinde, hızlı bir yatay akış olur. Gölge alanı harekete izin vermeyecek kadar güçlü olmasına rağmen, hemen üstteki kromosferde 150 s periyotlu hızlı salınımlar vardır. Penumbranın üstünde sözde var. 300 saniyelik bir periyotla radyal olarak dışa doğru yayılan seyahat eden dalgalar.
Güneş lekesi sayısı
Güneş aktivitesi sistematik olarak yıldızın tüm yüzeyinden 40° arasında geçerbu fenomenin küresel doğasını gösteren enlem. Döngüdeki önemli dalgalanmalara rağmen, güneş lekelerinin sayısal ve enlem konumlarındaki köklü düzenin kanıtladığı gibi, genel olarak etkileyici bir şekilde düzenlidir.
Döneminin başında, grupların sayısı ve boyutları 2-3 yıl sonra maksimum sayıya ulaşılana ve bir yıl sonra maksimum alana ulaşana kadar hızla artar. Bir grubun ortalama ömrü, Güneş'in yaklaşık bir dönüşü kadardır, ancak küçük bir grup sadece 1 gün sürebilir. En büyük güneş lekesi grupları ve en büyük patlamalar genellikle güneş lekesi sınırına ulaşıldıktan 2 veya 3 yıl sonra meydana gelir.
En fazla 10 grup ve 300 nokta olabilir ve bir grup en fazla 200 noktaya sahip olabilir. Döngünün seyri düzensiz olabilir. Maksimum değere yakın olsa bile, güneş lekelerinin sayısı geçici olarak önemli ölçüde azalabilir.
11 yıllık döngü
Güneş lekelerinin sayısı yaklaşık her 11 yılda bir minimuma döner. Şu anda, Güneş'te genellikle düşük enlemlerde birkaç küçük benzer oluşum vardır ve aylarca tamamen yok olabilirler. Yeni güneş lekeleri, 25° ile 40° arasındaki daha yüksek enlemlerde, önceki döngünün zıt kutuplarıyla ortaya çıkmaya başlar.
Aynı zamanda, yüksek enlemlerde yeni noktalar ve düşük enlemlerde eski noktalar bulunabilir. Yeni döngünün ilk noktaları küçüktür ve yalnızca birkaç gün yaşar. Dönme süresi 27 gün olduğundan (yüksek enlemlerde daha uzun), genellikle geri dönmezler ve daha yenileri ekvatora daha yakındır.
11 yıllık döngü içingüneş lekesi gruplarının manyetik polaritesinin konfigürasyonu belirli bir yarım kürede aynıdır ve diğer yarım kürede zıt yöndedir. Sonraki dönemde değişir. Bu nedenle, kuzey yarımkürede yüksek enlemlerdeki yeni güneş lekeleri pozitif bir kutupluluğa ve ardından negatif bir kutupluluğa sahip olabilir ve önceki döngüden düşük enlemdeki gruplar zıt yönelime sahip olacaktır.
Yavaş yavaş eski noktalar kaybolur ve daha düşük enlemlerde çok sayıda ve boyutta yeni noktalar belirir. Dağılımları bir kelebek şeklindedir.
Tam döngü
Güneş lekesi gruplarının manyetik polarite konfigürasyonu her 11 yılda bir değiştiği için her 22 yılda bir aynı değere döner ve bu süre tam bir manyetik döngünün periyodu olarak kabul edilir. Her periyodun başlangıcında, kutuptaki baskın alan tarafından belirlenen Güneş'in toplam alanı, bir öncekinin noktaları ile aynı polariteye sahiptir. Aktif bölgeler kırıldığında, manyetik akı, pozitif ve negatif işaretli bölümlere ayrılır. Aynı bölgede birçok nokta belirip kaybolduktan sonra, Güneş'in karşılık gelen kutbuna doğru hareket eden şu veya bu işarete sahip büyük tek kutuplu bölgeler oluşur. Kutuplardaki her minimumda, o yarım küredeki bir sonraki kutupluluğun akışı baskındır ve bu, Dünya'dan görülen alandır.
Fakat tüm manyetik alanlar dengeliyse, kutup alanını yöneten geniş tek kutuplu bölgelere nasıl bölünürler? Bu soruya cevap verilmedi. Kutuplara yaklaşan alanlar, ekvator bölgesindeki güneş lekelerine göre daha yavaş dönerler. Sonunda zayıf alanlar direğe ulaşır ve baskın alanı tersine çevirir. Bu, yeni grupların önde gelen noktalarının alması gereken kutupluluğu tersine çevirerek 22 yıllık döngüyü devam ettiriyor.
Tarihsel kanıt
Güneş aktivitesinin döngüsü birkaç yüzyıl boyunca oldukça düzenli olmasına rağmen, bu döngüde önemli farklılıklar olmuştur. 1955-1970'de kuzey yarımkürede çok daha fazla güneş lekesi vardı ve 1990'da güneyde egemen oldular. 1946 ve 1957'de zirveye ulaşan iki döngü, tarihin en büyüğüydü.
İngiliz gökbilimci W alter Maunder, güneş manyetik aktivitesinin düşük olduğu bir dönem için kanıtlar buldu ve bu, 1645 ile 1715 arasında çok az güneş lekesinin gözlemlendiğini gösterdi. Bu fenomen ilk olarak 1600 civarında keşfedilmesine rağmen, bu dönemde çok az manzara kaydedildi. Bu döneme Höyük minimumu denir.
Deneyimli gözlemciler, uzun yıllardır görmediklerini belirterek, yeni bir leke grubunun ortaya çıkmasını harika bir olay olarak bildirdiler. 1715'ten sonra bu fenomen geri döndü. 1500'den 1850'ye kadar Avrupa'nın en soğuk dönemine denk geldi. Ancak bu fenomenler arasındaki bağlantı kanıtlanamadı.
Kabaca 500 yıllık aralıklarla başka benzer dönemler için bazı kanıtlar var. Güneş aktivitesi yüksek olduğunda, güneş rüzgarı tarafından üretilen güçlü manyetik alanlar, Dünya'ya yaklaşan yüksek enerjili galaktik kozmik ışınları bloke ederek daha azkarbon-14 oluşumu. Ağaç halkalarında 14С ölçümü, Güneş'in düşük aktivitesini doğrular. 11 yıllık döngü 1840'lara kadar keşfedilmemişti, bu nedenle o zamandan önceki gözlemler düzensizdi.
Geçici alanlar
Güneş lekelerine ek olarak, ortalama olarak bir günden daha kısa sürede var olan ve Güneş'in her yerinde bulunan kısa ömürlü aktif bölgeler adı verilen birçok küçük dipol vardır. Sayıları günde 600'e ulaşıyor. Geçici bölgeler küçük olmasına rağmen, güneşin manyetik akısının önemli bir bölümünü oluşturabilirler. Ancak nötr ve oldukça küçük olduklarından, muhtemelen döngünün ve küresel alan modelinin evriminde bir rol oynamazlar.
Önemler
Bu, güneş aktivitesi sırasında gözlemlenebilecek en güzel fenomenlerden biridir. Dünya atmosferindeki bulutlara benzerler, ancak ısı akışlarından ziyade manyetik alanlar tarafından desteklenirler.
Güneş atmosferini oluşturan iyon ve elektron plazması, yerçekimi kuvvetine rağmen yatay alan çizgilerini geçemez. Alan çizgilerinin yön değiştirdiği zıt kutuplar arasındaki sınırlarda çıkıntılar meydana gelir. Bu nedenle, ani alan geçişlerinin güvenilir göstergeleridir.
Kromosferde olduğu gibi, beyaz ışıkta çıkıntılar şeffaftır ve tam tutulmalar hariç, Hα'da (656, 28 nm) gözlemlenmelidir. Bir tutulma sırasında, kırmızı Hα çizgisi çıkıntılara güzel bir pembe renk tonu verir. Yoğunlukları fotosferinkinden çok daha düşüktür, çünkü çokbirkaç çarpışma. Aşağıdan gelen radyasyonu emer ve her yöne yayarlar.
Bir tutulma sırasında Dünya'dan görülen ışık, yükselen ışınlardan yoksundur, bu nedenle çıkıntılar daha koyu görünür. Ancak gökyüzü daha da karanlık olduğu için arka planına karşı parlak görünürler. Sıcaklıkları 5000-50000 K.
Önem türleri
Önemlerin iki ana türü vardır: sessiz ve geçişli. İlki, tek kutuplu manyetik bölgelerin veya güneş lekesi gruplarının sınırlarını belirleyen büyük ölçekli manyetik alanlarla ilişkilidir. Bu tür alanlar uzun süre yaşadığından, aynı şey sessiz çıkıntılar için de geçerlidir. Çeşitli şekillerde olabilirler - çitler, asılı bulutlar veya huniler, ancak her zaman iki boyutludurlar. Kararlı filamentler genellikle kararsız hale gelir ve patlar, ancak aynı zamanda kolayca yok olabilir. Sakin öne çıkanlar birkaç gün yaşar, ancak manyetik sınırda yenileri oluşabilir.
Geçici çıkıntılar güneş aktivitesinin ayrılmaz bir parçasıdır. Bunlar, bir parlama tarafından fırlatılan düzensiz bir malzeme kütlesi olan jetleri ve küçük emisyonların paralel akışları olan kümeleri içerir. Her iki durumda da maddenin bir kısmı yüzeye geri döner.
Döngü şeklindeki çıkıntılar bu fenomenlerin sonuçlarıdır. Parlama sırasında, elektron akışı yüzeyi milyonlarca dereceye kadar ısıtır ve sıcak (10 milyon K'den fazla) koronal çıkıntılar oluşturur. Güçlü bir şekilde yayılırlar, soğutulurlar ve destekten mahrum kalırlar, formda yüzeye inerler.manyetik kuvvet çizgilerini takip eden zarif döngüler.
Yanıp söner
Güneş aktivitesiyle ilişkili en muhteşem fenomen, güneş lekeleri bölgesinden manyetik enerjinin keskin bir şekilde serbest bırakılması olan parlamalardır. Yüksek enerjiye rağmen, çoğu görünür frekans aralığında neredeyse görünmezdir, çünkü enerji emisyonu şeffaf bir atmosferde gerçekleşir ve görünür ışıkta yalnızca nispeten düşük enerji seviyelerine ulaşan fotosfer gözlemlenebilir.
Parlamalar en iyi, parlaklığın komşu kromosferdekinden 10 kat ve çevreleyen süreklilikten 3 kat daha yüksek olabileceği Hα çizgisinde görülür. Hα'da büyük bir parlama birkaç bin güneş diskini kaplayacak, ancak görünür ışıkta sadece birkaç küçük parlak nokta belirecek. Bu durumda açığa çıkan enerji 1033 erg'e ulaşabilir, bu da tüm yıldızın 0.25 s'deki çıkışına eşittir. Bu enerjinin çoğu başlangıçta yüksek enerjili elektronlar ve protonlar biçiminde salınır ve görünür radyasyon, parçacıkların kromosfer üzerindeki etkisinin neden olduğu ikincil bir etkidir.
Salgın türleri
Parlama işaretlerinin boyut aralığı geniştir - devasa boyuttan, Dünya'yı parçacıklarla bombardımana tutmaktan zar zor farkedilmeye kadar. Genellikle 1 ila 8 angstrom dalga boylarına sahip ilişkili X-ışını akışlarına göre sınıflandırılırlar: 10-6, 10-5'den fazla Cn, Mn veya Xn ve 10-4 W/m2 sırasıyla. Yani Dünya'daki M3, 3 × akıya karşılık gelir10-5 W/m2. Bu gösterge, toplam radyasyonu değil, yalnızca tepe noktasını ölçtüğü için doğrusal değildir. Her yıl en büyük 3-4 parlamada açığa çıkan enerji, diğerlerinin enerjilerinin toplamına eşittir.
Flaşların oluşturduğu parçacık türleri, ivmenin yerine göre değişir. Güneş ve Dünya arasında iyonlaştırıcı çarpışmalar için yeterli malzeme yoktur, bu nedenle orijinal iyonlaşma durumlarını korurlar. Şok dalgalarıyla koronada hızlandırılan parçacıklar, 2 milyon K'lık tipik bir koronal iyonizasyon gösterir. Parlama gövdesinde hızlandırılan parçacıklar, önemli ölçüde daha yüksek iyonizasyona ve son derece yüksek konsantrasyonlarda He3, nadir bir izotopu gösterir. sadece bir nötron ile helyum.
Büyük patlamaların çoğu az sayıda hiperaktif büyük güneş lekesi grubunda meydana gelir. Gruplar, zıt kutuplarla çevrili bir manyetik kutuplu büyük kümelerdir. Bu tür oluşumların varlığı nedeniyle güneş patlaması aktivitesinin tahmini mümkün olsa da, araştırmacılar ne zaman ortaya çıkacaklarını tahmin edemezler ve onları neyin ürettiğini bilemezler.
Dünya Etkisi
Güneş, ışık ve ısı sağlamaya ek olarak, ultraviyole radyasyon, sürekli bir güneş rüzgarı akışı ve büyük parlamalardan gelen parçacıklar yoluyla Dünya'yı etkiler. Ultraviyole radyasyon ozon tabakasını oluşturur ve bu da gezegeni korur.
Güneş koronasından gelen yumuşak (uzun dalga boyu) X-ışınları, iyonosferin katmanlarını oluşturur.olası kısa dalga radyo iletişimi. Güneş aktivitesinin olduğu günlerde, koronadan (yavaşça değişen) ve parlamalardan (dürtüsel) gelen radyasyon daha iyi yansıtıcı bir katman oluşturmak için artar, ancak iyonosferin yoğunluğu radyo dalgaları emilene ve kısa dalga iletişimi engellenene kadar artar.
Daha sert (daha kısa dalga boyu) İşaret fişeklerinden gelen X-ışını darbeleri, iyonosferin en alt katmanını (D-katmanı) iyonize ederek radyo emisyonu oluşturur.
Dünya'nın dönen manyetik alanı, güneş rüzgarını engelleyecek kadar güçlüdür ve parçacıkların ve alanların etrafında aktığı bir manyetosfer oluşturur. Armatürün karşı tarafında, alan çizgileri jeomanyetik tüy veya kuyruk adı verilen bir yapı oluşturur. Güneş rüzgarı arttığında, Dünya'nın alanında keskin bir artış olur. Gezegenler arası alan Dünya'nınkinin tersi yönde değiştiğinde veya büyük parçacık bulutları ona çarptığında, buluttaki manyetik alanlar yeniden birleşir ve auroraları yaratmak için enerji açığa çıkar.
Manyetik fırtınalar ve güneş aktivitesi
Büyük bir koronal delik Dünya'nın yörüngesinde her döndüğünde, güneş rüzgarı hızlanır ve bir jeomanyetik fırtına meydana gelir. Bu, güneş aktivitesinin tahmin edilmesini mümkün kılan, özellikle minimum güneş lekesinde fark edilen 27 günlük bir döngü yaratır. Büyük parlamalar ve diğer fenomenler, manyetosfer çevresinde bir halka akımı oluşturan enerjik parçacık bulutları olan koronal kütle püskürmelerine neden olarak, Dünya'nın alanında jeomanyetik fırtınalar olarak adlandırılan keskin dalgalanmalara neden olur. Bu fenomenler radyo iletişimini bozar ve uzun mesafeli hatlarda ve diğer uzun iletkenlerde güç dalgalanmaları yaratır.
Belki de tüm dünyevi fenomenlerin en ilgi çekici olanı, güneş aktivitesinin gezegenimizin iklimi üzerindeki olası etkisidir. Höyük minimumu makul görünüyor, ancak başka açık etkiler de var. Çoğu bilim insanı, bir dizi başka fenomen tarafından maskelenen önemli bir bağlantı olduğuna inanıyor.
Yüklü parçacıklar manyetik alanları takip ettiğinden, korpüsküler radyasyon tüm büyük parlamalarda değil, yalnızca Güneş'in batı yarım küresinde bulunanlarda gözlemlenir. Batı tarafından gelen kuvvet hatları Dünya'ya ulaşır ve parçacıkları oraya yönlendirir. İkincisi çoğunlukla protonlardır, çünkü hidrojen, güneşin baskın bileşen elementidir. Saniyede 1000 km hızla hareket eden birçok parçacık bir şok dalgası cephesi oluşturur. Büyük patlamalardaki düşük enerjili parçacıkların akışı o kadar yoğun ki, Dünya'nın manyetik alanı dışındaki astronotların hayatlarını tehdit ediyor.
