De atmosfeer van de zon wordt gedomineerd door een prachtig ritme van eb en vloed van activiteit. Zonnevlekken, waarvan de grootste zelfs zonder telescoop zichtbaar zijn, zijn gebieden met extreem sterke magnetische velden op het oppervlak van een ster. Een typische volwassen plek is wit en madeliefvormig. Het bestaat uit een donkere centrale kern, de umbra genaamd, een lus van magnetische flux die zich verticaal van onderaf uitstrekt, en een lichtere ring van vezels eromheen, de penumbra genaamd, waarin het magnetische veld zich horizontaal naar buiten uitstrekt.
Zonnevlekken
Aan het begin van de twintigste eeuw. George Ellery Hale, die zijn nieuwe telescoop gebruikte om zonneactiviteit in re altime te observeren, ontdekte dat het spectrum van zonnevlekken vergelijkbaar is met dat van koele rode M-type sterren. Zo toonde hij aan dat de schaduw donker lijkt omdat de temperatuur slechts ongeveer 3000 K is, veel minder dan de omgevingstemperatuur van 5800 K.fotosfeer. De magnetische en gasdruk ter plaatse moet de omringende druk in evenwicht houden. Het moet worden gekoeld zodat de interne druk van het gas aanzienlijk lager wordt dan de externe. In de "koele" gebieden zijn intensieve processen. Zonnevlekken worden gekoeld door de onderdrukking van convectie, die warmte van onderaf overbrengt, door een sterk veld. Om deze reden is de ondergrens van hun grootte 500 km. Kleinere plekken worden snel verwarmd door omgevingsstraling en vernietigd.
Ondanks het ontbreken van convectie, is er veel georganiseerde beweging in de plekken, meestal in halfschaduw waar de horizontale lijnen van het veld het toelaten. Een voorbeeld van een dergelijke beweging is het Evershed-effect. Dit is een stroom met een snelheid van 1 km/s in de buitenste helft van de halfschaduw, die zich buiten zijn grenzen uitstrekt in de vorm van bewegende objecten. Deze laatste zijn elementen van het magnetische veld die naar buiten stromen over het gebied rond de plek. In de chromosfeer erboven verschijnt de omgekeerde Evershed-stroom als spiralen. De binnenste helft van de halfschaduw beweegt naar de schaduw toe.
Zonnevlekken fluctueren ook. Wanneer een stukje van de fotosfeer, bekend als de "lichtbrug", de schaduw kruist, is er een snelle horizontale stroom. Hoewel het schaduwveld te sterk is om beweging toe te laten, zijn er in de chromosfeer net erboven snelle oscillaties met een periode van 150 s. Boven de halfschaduw zijn er zogenaamde. lopende golven die zich radiaal naar buiten voortplanten met een periode van 300 s.
Aantal zonnevlekken
Zonneactiviteit gaat systematisch over het hele oppervlak van de ster tussen 40°breedtegraad, wat het globale karakter van dit fenomeen aangeeft. Ondanks de aanzienlijke fluctuaties in de cyclus, is het over het algemeen indrukwekkend regelmatig, zoals blijkt uit de gevestigde orde in de numerieke en breedtegraadposities van de zonnevlekken.
Aan het begin van de periode neemt het aantal groepen en hun grootte snel toe totdat na 2-3 jaar het maximale aantal is bereikt, en na nog een jaar - het maximale gebied. De gemiddelde levensduur van een groep is ongeveer één omwenteling van de zon, maar een kleine groep kan maar 1 dag duren. De grootste zonnevlekkengroepen en grootste uitbarstingen treden meestal 2 of 3 jaar na het bereiken van de zonnevlekkenlimiet op.
Kan maximaal 10 groepen en 300 plekken hebben, en één groep kan maximaal 200 hebben. Het verloop van de cyclus kan onregelmatig zijn. Zelfs in de buurt van het maximum kan het aantal zonnevlekken tijdelijk aanzienlijk afnemen.
11-jarige cyclus
Het aantal zonnevlekken keert ongeveer elke 11 jaar terug naar een minimum. Op dit moment zijn er verschillende kleine soortgelijke formaties op de zon, meestal op lage breedtegraden, en gedurende maanden kunnen ze helemaal afwezig zijn. Nieuwe zonnevlekken verschijnen op hogere breedtegraden, tussen 25° en 40°, met tegengestelde polariteit van de vorige cyclus.
Tegelijkertijd kunnen er nieuwe plekken bestaan op hoge breedtegraden en oude plekken op lage breedtegraden. De eerste plekjes van de nieuwe cyclus zijn klein en leven maar een paar dagen. Aangezien de rotatieperiode 27 dagen is (langer op hogere breedtegraden), keren ze meestal niet terug, en nieuwere zijn dichter bij de evenaar.
Voor een cyclus van 11 jaarde configuratie van de magnetische polariteit van zonnevlekkengroepen is hetzelfde in een bepaald halfrond en is in de tegenovergestelde richting in het andere halfrond. Het verandert in de komende periode. Nieuwe zonnevlekken op hoge breedtegraden op het noordelijk halfrond kunnen dus een positieve polariteit hebben en vervolgens een negatieve polariteit, en de groepen uit de vorige cyclus op lage breedtegraad zullen de tegenovergestelde oriëntatie hebben.
Geleidelijk verdwijnen oude vlekken en verschijnen nieuwe in grote aantallen en maten op lagere breedtegraden. Hun verspreiding heeft de vorm van een vlinder.
Volledige cyclus
Omdat de configuratie van de magnetische polariteit van zonnevlekkengroepen elke 11 jaar verandert, keert deze elke 22 jaar terug naar dezelfde waarde, en deze periode wordt beschouwd als de periode van een volledige magnetische cyclus. Aan het begin van elke periode heeft het totale veld van de zon, bepaald door het dominante veld aan de pool, dezelfde polariteit als de vlekken van de vorige. Als de actieve gebieden breken, wordt de magnetische flux verdeeld in secties met een positief en een negatief teken. Nadat veel vlekken in dezelfde zone verschijnen en verdwijnen, worden grote unipolaire gebieden met een of ander teken gevormd, die naar de overeenkomstige pool van de zon bewegen. Tijdens elk minimum aan de polen domineert de flux van de volgende polariteit op dat halfrond, en dit is het veld gezien vanaf de aarde.
Maar als alle magnetische velden in evenwicht zijn, hoe verdelen ze zich dan in grote unipolaire gebieden die het poolveld beheersen? Deze vraag is niet beantwoord. Velden die de polen naderen roteren langzamer dan zonnevlekken in het equatoriale gebied. Uiteindelijk bereiken de zwakke velden de pool en keren het dominante veld om. Dit keert de polariteit om die de leidende posities van de nieuwe groepen zouden moeten innemen, en zet zo de 22-jarige cyclus voort.
Historisch bewijs
Hoewel de cyclus van zonneactiviteit gedurende meerdere eeuwen redelijk regelmatig is geweest, zijn er aanzienlijke variaties in geweest. In 1955-1970 waren er veel meer zonnevlekken op het noordelijk halfrond, en in 1990 domineerden ze op het zuidelijk halfrond. De twee cycli, met een piek in 1946 en 1957, waren de grootste in de geschiedenis.
De Engelse astronoom W alter Maunder vond bewijs voor een periode van lage magnetische activiteit van de zon, wat aangeeft dat er tussen 1645 en 1715 zeer weinig zonnevlekken zijn waargenomen. Hoewel dit fenomeen voor het eerst werd ontdekt rond 1600, werden er in deze periode weinig waarnemingen gedaan. Deze periode wordt het Mound-minimum genoemd.
Ervaren waarnemers meldden het verschijnen van een nieuwe groep spots als een geweldige gebeurtenis, en merkten op dat ze deze al jaren niet meer hadden gezien. Na 1715 keerde dit fenomeen terug. Het viel samen met de koudste periode in Europa van 1500 tot 1850. Het verband tussen deze verschijnselen is echter niet bewezen.
Er is enig bewijs voor andere soortgelijke perioden met tussenpozen van ongeveer 500 jaar. Wanneer de zonneactiviteit hoog is, blokkeren sterke magnetische velden die worden gegenereerd door de zonnewind de hoogenergetische galactische kosmische straling die de aarde nadert, wat resulteert in minderde vorming van koolstof-14. Het meten van 14С in boomringen bevestigt de lage activiteit van de zon. De 11-jarige cyclus werd pas in de jaren 1840 ontdekt, dus de waarnemingen voor die tijd waren onregelmatig.
Efemere gebieden
Naast zonnevlekken zijn er veel kleine dipolen die kortstondige actieve gebieden worden genoemd en die gemiddeld minder dan een dag bestaan en overal in de zon worden aangetroffen. Hun aantal bereikt 600 per dag. Hoewel de kortstondige gebieden klein zijn, kunnen ze een aanzienlijk deel van de magnetische flux van de zon uitmaken. Maar aangezien ze neutraal en vrij klein zijn, spelen ze waarschijnlijk geen rol in de evolutie van de cyclus en het globale veldmodel.
Protuberansen
Dit is een van de mooiste fenomenen die kunnen worden waargenomen tijdens zonneactiviteit. Ze lijken op wolken in de atmosfeer van de aarde, maar worden ondersteund door magnetische velden in plaats van door warmtefluxen.
Het plasma van ionen en elektronen waaruit de zonneatmosfeer bestaat, kan ondanks de zwaartekracht geen horizontale veldlijnen overschrijden. Protuberansen komen voor op de grenzen tussen tegengestelde polariteiten, waar de veldlijnen van richting veranderen. Het zijn dus betrouwbare indicatoren van abrupte veldovergangen.
Net als in de chromosfeer zijn protuberansen transparant in wit licht en moeten ze, met uitzondering van totale verduisteringen, worden waargenomen in Hα (656, 28 nm). Tijdens een zonsverduistering geeft de rode Hα-lijn de protuberansen een mooie roze tint. Hun dichtheid is veel lager dan die van de fotosfeer, omdat het dat ook isweinig aanrijdingen. Ze absorberen straling van onderaf en zenden deze in alle richtingen uit.
Het licht dat vanaf de aarde wordt gezien tijdens een zonsverduistering is verstoken van opstijgende stralen, dus de protuberansen lijken donkerder. Maar omdat de lucht nog donkerder is, lijken ze helder tegen de achtergrond. Hun temperatuur is 5000-50000 K.
Soorten protuberansen
Er zijn twee hoofdtypen protuberansen: stil en tijdelijk. De eerstgenoemde worden geassocieerd met grootschalige magnetische velden die de grenzen van unipolaire magnetische gebieden of zonnevlekkengroepen markeren. Aangezien dergelijke gebieden lang leven, geldt hetzelfde voor stille protuberansen. Ze kunnen verschillende vormen hebben - heggen, hangende wolken of trechters, maar ze zijn altijd tweedimensionaal. Stabiele filamenten worden vaak onstabiel en barsten uit, maar kunnen ook gewoon verdwijnen. Kalme protuberansen leven meerdere dagen, maar nieuwe kunnen zich vormen aan de magnetische grens.
Voorbijgaande protuberansen zijn een integraal onderdeel van zonneactiviteit. Deze omvatten jets, die een ongeorganiseerde massa materiaal zijn die wordt uitgeworpen door een fakkel, en klonten, die gecollimeerde stromen van kleine emissies zijn. In beide gevallen komt een deel van de materie weer aan de oppervlakte.
Lusvormige uitsteeksels zijn de gevolgen van deze verschijnselen. Tijdens de uitbarsting verwarmt de elektronenstroom het oppervlak tot miljoenen graden, waardoor hete (meer dan 10 miljoen K) coronale protuberansen worden gevormd. Ze stralen sterk uit, worden gekoeld en verstoken van ondersteuning, dalen in de vorm naar de oppervlakteelegante lussen die de magnetische krachtlijnen volgen.
Knippert
Het meest spectaculaire fenomeen dat verband houdt met zonneactiviteit zijn uitbarstingen, die een scherpe afgifte van magnetische energie uit het gebied van zonnevlekken zijn. Ondanks de hoge energie zijn de meeste bijna onzichtbaar in het zichtbare frequentiebereik, aangezien de energie-emissie plaatsvindt in een transparante atmosfeer, en alleen de fotosfeer, die relatief lage energieniveaus bereikt, kan worden waargenomen in zichtbaar licht.
Flares zijn het best te zien in de Hα-lijn, waar de helderheid 10 keer groter kan zijn dan in de aangrenzende chromosfeer, en 3 keer hoger dan in het omringende continuüm. In Hα zal een grote uitbarsting enkele duizenden zonneschijven bedekken, maar er verschijnen slechts een paar kleine heldere vlekken in zichtbaar licht. De energie die daarbij vrijkomt kan 1033 erg bereiken, wat gelijk is aan de output van de hele ster in 0,25 s. Het grootste deel van deze energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van hoogenergetische elektronen en protonen, en zichtbare straling is een secundair effect dat wordt veroorzaakt door de impact van deeltjes op de chromosfeer.
Soorten uitbraken
Het groottebereik van fakkels is breed - van gigantisch, de aarde bombarderen met deeltjes, tot nauwelijks merkbaar. Ze worden meestal geclassificeerd op basis van de bijbehorende röntgenfluxen met golflengten van 1 tot 8 angstrom: Cn, Mn of Xn voor meer dan 10-6, 10-5 en 10-4 W/m2 respectievelijk. Dus M3 op aarde komt overeen met een 3× flux10-5 W/m2. Deze indicator is niet lineair omdat hij alleen de piek meet en niet de totale straling. De energie die elk jaar vrijkomt bij de 3-4 grootste uitbarstingen is gelijk aan de som van de energieën van alle andere.
Soorten deeltjes die door flitsen worden gecreëerd, veranderen afhankelijk van de plaats van versnelling. Er is niet genoeg materiaal tussen de zon en de aarde voor ioniserende botsingen, dus behouden ze hun oorspronkelijke staat van ionisatie. Deeltjes die door schokgolven in de corona worden versneld, vertonen een typische coronale ionisatie van 2 miljoen K. Deeltjes die in het flare-lichaam worden versneld, hebben een significant hogere ionisatie en extreem hoge concentraties He3, een zeldzame isotoop van helium alleen met één neutron.
De meeste grote uitbarstingen komen voor in een klein aantal hyperactieve grote zonnevlekkengroepen. Groepen zijn grote clusters van één magnetische polariteit omgeven door de tegenovergestelde. Hoewel de voorspelling van zonnevlamactiviteit mogelijk is vanwege de aanwezigheid van dergelijke formaties, kunnen onderzoekers niet voorspellen wanneer ze zullen verschijnen en weten ze ook niet waardoor ze ontstaan.
Earth Impact
De zon zorgt niet alleen voor licht en warmte, maar ook voor ultraviolette straling, een constante stroom van zonnewind en deeltjes van grote zonnevlammen op de aarde. Ultraviolette straling creëert de ozonlaag, die op zijn beurt de planeet beschermt.
Zachte (lange golflengte) röntgenstralen van de zonnecorona creëren lagen van de ionosfeer die ervoor zorgen datmogelijke kortegolf radiocommunicatie. Op dagen van zonneactiviteit neemt de straling van de corona (langzaam variërend) en fakkels (impulsief) toe om een betere reflecterende laag te creëren, maar de dichtheid van de ionosfeer neemt toe totdat radiogolven worden geabsorbeerd en kortegolfcommunicatie wordt belemmerd.
Hardere (kortere golflengte) röntgenpulsen van fakkels ioniseren de onderste laag van de ionosfeer (D-laag), waardoor radiostraling ontstaat.
Het roterende magnetische veld van de aarde is sterk genoeg om de zonnewind te blokkeren en vormt een magnetosfeer waar deeltjes en velden rond stromen. Aan de kant tegenover het licht vormen de veldlijnen een structuur die de geomagnetische pluim of staart wordt genoemd. Wanneer de zonnewind toeneemt, is er een sterke toename van het veld van de aarde. Wanneer het interplanetaire veld in de tegenovergestelde richting verandert van dat van de aarde, of wanneer grote deeltjeswolken het raken, recombineren de magnetische velden in de pluim en komt er energie vrij om de aurora's te creëren.
Magnetische stormen en zonneactiviteit
Elke keer dat een groot coronaal gat om de aarde draait, versnelt de zonnewind en ontstaat er een geomagnetische storm. Dit creëert een cyclus van 27 dagen, vooral merkbaar bij het zonnevlekkenminimum, waardoor het mogelijk wordt om zonneactiviteit te voorspellen. Grote uitbarstingen en andere fenomenen veroorzaken coronale massa-ejecties, wolken van energetische deeltjes die een ringstroom rond de magnetosfeer vormen, die sterke fluctuaties in het aardveld veroorzaken, geomagnetische stormen genoemd. Deze verschijnselen verstoren de radiocommunicatie en veroorzaken stroompieken op langeafstandslijnen en andere lange geleiders.
Misschien wel het meest intrigerende van alle aardse verschijnselen is de mogelijke impact van zonneactiviteit op het klimaat van onze planeet. Het Mound-minimum lijkt redelijk, maar er zijn andere duidelijke effecten. De meeste wetenschappers geloven dat er een belangrijk verband is, gemaskeerd door een aantal andere fenomenen.
Omdat geladen deeltjes magnetische velden volgen, wordt corpusculaire straling niet waargenomen in alle grote fakkels, maar alleen in die op het westelijk halfrond van de zon. Krachtlijnen van de westelijke kant bereiken de aarde en sturen deeltjes daarheen. Deze laatste zijn meestal protonen, omdat waterstof het dominante samenstellende element van de zon is. Veel deeltjes die met een snelheid van 1000 km/sec bewegen, creëren een schokgolffront. De stroom laagenergetische deeltjes in grote fakkels is zo intens dat het de levens van astronauten buiten het aardmagnetisch veld bedreigt.
