جو خورشید تحت تأثیر ریتم شگفت انگیزی از جزر و مد فعالیت است. لکه های خورشیدی که بزرگترین آنها حتی بدون تلسکوپ نیز قابل مشاهده هستند، مناطقی با میدان های مغناطیسی بسیار قوی در سطح یک ستاره هستند. یک لکه بالغ معمولی سفید و دیزی شکل است. این شامل یک هسته مرکزی تاریک به نام umbra است که حلقه‌ای از شار مغناطیسی است که به صورت عمودی از پایین امتداد می‌یابد، و یک حلقه سبک‌تر از الیاف در اطراف آن به نام نیم سایه که در آن میدان مغناطیسی به‌صورت افقی به سمت بیرون گسترش می‌یابد.
لکه های خورشیدی
در آغاز قرن بیستم. جورج الری هیل، با استفاده از تلسکوپ جدید خود برای مشاهده فعالیت های خورشیدی در زمان واقعی، دریافت که طیف لکه های خورشیدی مشابه طیف ستاره های سرد رنگ قرمز نوع M است. بنابراین، او نشان داد که سایه تاریک به نظر می رسد زیرا دمای آن تنها حدود 3000 کلوین است، بسیار کمتر از دمای محیط 5800 کلوین.فوتوسفر فشار مغناطیسی و گاز در نقطه باید فشار اطراف را متعادل کند. باید خنک شود تا فشار داخلی گاز به طور قابل توجهی کمتر از فشار خارجی شود. در مناطق "سرد" فرآیندهای فشرده هستند. لکه های خورشیدی با سرکوب همرفت، که گرما را از پایین منتقل می کند، توسط یک میدان قوی خنک می شوند. به همین دلیل حد پایین اندازه آنها 500 کیلومتر است. نقاط کوچکتر به سرعت توسط تشعشعات محیط گرم می شوند و از بین می روند.
علی رغم نبود همرفت، حرکت سازمان یافته زیادی در تکه ها وجود دارد، عمدتاً در سایه جزئی که خطوط افقی میدان این امکان را می دهد. نمونه ای از چنین حرکتی اثر Evershed است. این جریانی با سرعت 1 کیلومتر بر ثانیه در نیمه بیرونی نیم سایه است که به شکل اجسام متحرک فراتر از محدوده آن گسترش می یابد. دومی عناصر میدان مغناطیسی هستند که به سمت بیرون در ناحیه اطراف نقطه جریان دارند. در کروموسفر بالای آن، جریان معکوس Evershed به صورت مارپیچ ظاهر می شود. نیمه داخلی نیم سایه در حال حرکت به سمت سایه است.
لکه های خورشیدی نیز در نوسان هستند. وقتی قسمتی از فوتوسفر معروف به "پل نور" از سایه عبور می کند، یک جریان افقی سریع وجود دارد. اگرچه میدان سایه بیش از حد قوی است که اجازه حرکت را نمی دهد، اما نوسانات سریعی با دوره 150 ثانیه در کروموسفر دقیقاً بالای آن وجود دارد. در بالای نیم سایه به اصطلاح وجود دارد. امواج سیار که به صورت شعاعی به سمت بیرون با دوره 300 ثانیه منتشر می شوند.
تعداد لکه های خورشیدی
فعالیت خورشیدی به طور سیستماتیک از کل سطح ستاره بین 40 درجه عبور می کند.عرض جغرافیایی که بیانگر جهانی بودن این پدیده است. علیرغم نوسانات قابل توجه در چرخه، به طور کلی به طور چشمگیری منظم است، همانطور که با نظم ثابت در موقعیت های عددی و عرضی لکه های خورشیدی مشهود است.
در آغاز دوره، تعداد گروه ها و اندازه آنها به سرعت افزایش می یابد تا اینکه پس از 2 تا 3 سال به حداکثر تعداد و پس از یک سال دیگر - به حداکثر مساحت می رسد. میانگین عمر یک گروه تقریباً یک چرخش خورشید است، اما یک گروه کوچک فقط می تواند 1 روز طول بکشد. بزرگترین گروه های لکه های خورشیدی و بزرگترین فوران ها معمولاً 2 یا 3 سال پس از رسیدن به حد مجاز لکه های خورشیدی رخ می دهند.
ممکن است تا 10 گروه و 300 لکه داشته باشد و یک گروه می تواند تا 200 لکه داشته باشد. روند چرخه ممکن است نامنظم باشد. حتی نزدیک به حداکثر، تعداد لکه های خورشیدی می تواند به طور موقت به طور قابل توجهی کاهش یابد.
چرخه 11 ساله
تعداد لکه های خورشیدی تقریباً هر ۱۱ سال به حداقل می رسد. در این زمان، چندین سازنده کوچک مشابه روی خورشید وجود دارد، معمولاً در عرض های جغرافیایی پایین، و ممکن است برای ماه ها به طور کلی غایب باشند. لکه های جدید خورشیدی در عرض های جغرافیایی بالاتر، بین 25 تا 40 درجه، با قطبیت مخالف چرخه قبلی شروع به ظاهر شدن می کنند.
در عین حال، نقاط جدید می توانند در عرض های جغرافیایی بالا و نقاط قدیمی در عرض های جغرافیایی پایین وجود داشته باشند. اولین لکه های چرخه جدید کوچک هستند و تنها چند روز زنده می مانند. از آنجایی که دوره چرخش 27 روز است (در عرض های جغرافیایی بالاتر طولانی تر است)، معمولاً بر نمی گردند و موارد جدیدتر به استوا نزدیک تر هستند.
برای چرخه ۱۱ سالهپیکربندی قطبیت مغناطیسی گروه های لکه های خورشیدی در یک نیمکره مشخص یکسان است و در نیمکره دیگر در جهت مخالف است. در دوره بعدی تغییر می کند. بنابراین، لکه‌های جدید خورشیدی در عرض‌های جغرافیایی بالا در نیمکره شمالی می‌توانند قطب مثبت و سپس قطبیت منفی داشته باشند و گروه‌های چرخه قبلی در عرض جغرافیایی پایین جهت مخالف خواهند داشت.
به تدریج، لکه های قدیمی ناپدید می شوند و لکه های جدید به تعداد و اندازه های زیاد در عرض های جغرافیایی پایین تر ظاهر می شوند. توزیع آنها به شکل یک پروانه است.
چرخه کامل
از آنجایی که پیکربندی قطبیت مغناطیسی گروه های لکه های خورشیدی هر ۱۱ سال تغییر می کند، هر ۲۲ سال یک بار به همان مقدار باز می گردد و این دوره دوره یک چرخه مغناطیسی کامل در نظر گرفته می شود. در آغاز هر دوره، کل میدان خورشید که توسط میدان غالب در قطب تعیین می شود، همان قطبیت لکه های قبلی را دارد. با شکستن نواحی فعال، شار مغناطیسی به بخش هایی با علامت مثبت و منفی تقسیم می شود. پس از ظهور و ناپدید شدن بسیاری از لکه ها در همان منطقه، مناطق تک قطبی بزرگ با یک علامت یا علامت دیگر تشکیل می شوند که به سمت قطب مربوطه خورشید حرکت می کنند. در طول هر حداقل در قطب ها، شار قطب بعدی در آن نیمکره غالب است، و این همان میدانی است که از زمین دیده می شود.
اما اگر همه میدان های مغناطیسی متعادل باشند، چگونه به مناطق تک قطبی بزرگی تقسیم می شوند که بر میدان قطبی حاکم هستند؟ به این سوال پاسخی داده نشده است.میدان هایی که به قطب ها نزدیک می شوند، کندتر از لکه های خورشیدی در منطقه استوایی می چرخند. در نهایت میدان های ضعیف به قطب می رسند و میدان غالب را معکوس می کنند. این امر قطبیتی را که جایگاه های پیشرو گروه های جدید باید داشته باشند معکوس می کند، بنابراین چرخه 22 ساله ادامه می یابد.
شواهد تاریخی
اگرچه چرخه فعالیت خورشیدی در طی چندین قرن نسبتاً منظم بوده است، اما تغییرات قابل توجهی در آن وجود داشته است. در سال‌های 1955-1970، لکه‌های خورشیدی در نیمکره شمالی بسیار بیشتر بود و در سال 1990 در نیمکره جنوبی غالب بودند. این دو چرخه، که در سال‌های 1946 و 1957 به اوج خود رسید، بزرگترین در تاریخ بودند.
ستاره شناس انگلیسی والتر ماندر شواهدی برای دوره ای از فعالیت مغناطیسی کم خورشیدی پیدا کرد که نشان می دهد لکه های خورشیدی بسیار کمی بین سال های 1645 و 1715 مشاهده شده است. اگرچه این پدیده برای اولین بار در حدود سال 1600 کشف شد، اما تعداد کمی از مشاهدات در این دوره ثبت شد. این دوره حداقل تپه نامیده می شود.
ناظران باتجربه ظهور گروه جدیدی از نقاط را به عنوان یک رویداد بزرگ گزارش کردند و خاطرنشان کردند که آنها چندین سال است که آنها را ندیده اند. پس از سال 1715 این پدیده بازگشت. این همزمان با سردترین دوره اروپا از 1500 تا 1850 بود. با این حال، ارتباط بین این پدیده ها ثابت نشده است.
شواهدی برای دوره های مشابه دیگر در فواصل تقریباً 500 ساله وجود دارد. هنگامی که فعالیت خورشیدی زیاد است، میدان های مغناطیسی قوی ایجاد شده توسط باد خورشیدی، پرتوهای کیهانی پرانرژی کهکشانی را که به زمین نزدیک می شوند، مسدود می کند و در نتیجه کمتر می شود.تشکیل کربن 14 اندازه گیری 14C در حلقه های درختی فعالیت کم خورشید را تأیید می کند. چرخه 11 ساله تا دهه 1840 کشف نشد، بنابراین مشاهدات قبل از آن زمان نامنظم بود.
مناطق زودگذر
علاوه بر لکه های خورشیدی، دوقطبی های ریز زیادی به نام مناطق فعال زودگذر وجود دارند که به طور متوسط کمتر از یک روز وجود دارند و در سراسر خورشید یافت می شوند. تعداد آنها به 600 نفر در روز می رسد. اگرچه نواحی زودگذر کوچک هستند، اما می توانند بخش قابل توجهی از شار مغناطیسی خورشید را تشکیل دهند. اما از آنجایی که آنها خنثی و نسبتاً کوچک هستند، احتمالاً نقشی در تکامل چرخه و مدل میدان جهانی ندارند.
برجستگی
این یکی از زیباترین پدیده هایی است که می توان در طول فعالیت خورشیدی مشاهده کرد. آنها شبیه ابرها در جو زمین هستند، اما به جای شار گرما توسط میدان های مغناطیسی پشتیبانی می شوند.
پلاسمای یون ها و الکترون هایی که جو خورشید را تشکیل می دهند، علی رغم نیروی گرانش نمی توانند از خطوط میدان افقی عبور کنند. برجستگی ها در مرزهای بین قطب های مخالف رخ می دهند، جایی که خطوط میدان جهت را تغییر می دهند. بنابراین، آنها شاخص های قابل اعتمادی برای انتقال ناگهانی میدان هستند.
همانطور که در کروموسفر وجود دارد، برجستگی ها در نور سفید شفاف هستند و، به استثنای کسوف کامل، باید در Hα (656، 28 نانومتر) مشاهده شوند. در طول ماه گرفتگی، خط قرمز Hα به برجستگی ها رنگ صورتی زیبایی می بخشد. چگالی آنها بسیار کمتر از چگالی فوتوسفر است، زیرا این چگالی نیز وجود داردچند برخورد آنها تشعشعات پایین را جذب می کنند و آن را در همه جهات ساطع می کنند.
نوری که از زمین در هنگام کسوف دیده می شود فاقد پرتوهای صعودی است، بنابراین برجستگی ها تیره تر به نظر می رسند. اما از آنجایی که آسمان حتی تاریک تر است، در پس زمینه آن روشن به نظر می رسند. دمای آنها 5000-50000 کلوین است.
انواع برجستگی
دو نوع اصلی برجستگی وجود دارد: آرام و انتقالی. اولی با میدان های مغناطیسی در مقیاس بزرگ مرتبط است که مرزهای مناطق مغناطیسی تک قطبی یا گروه های لکه های خورشیدی را مشخص می کند. از آنجایی که چنین مناطقی برای مدت طولانی زندگی می کنند، همین امر در مورد برجستگی های آرام نیز صادق است. آنها می توانند اشکال مختلفی داشته باشند - پرچین، ابرهای معلق یا قیف، اما آنها همیشه دو بعدی هستند. رشته های پایدار اغلب ناپایدار می شوند و فوران می کنند، اما می توانند به سادگی ناپدید شوند. برجستگی های آرام برای چند روز زندگی می کنند، اما موارد جدید می توانند در مرز مغناطیسی ایجاد شوند.
برجستگی های گذرا بخشی جدایی ناپذیر از فعالیت خورشیدی هستند. اینها عبارتند از جت ها، که توده ای نامرتب از مواد هستند که توسط یک جرقه بیرون می زند، و توده ها، که جریان های همسویی از انتشارات کوچک هستند. در هر دو مورد، مقداری از ماده به سطح باز می گردد.
برجستگی های حلقه ای از پیامدهای این پدیده هاست. در طول شعله ور شدن، جریان الکترون سطح را تا میلیون ها درجه گرم می کند و برجستگی های تاجی داغ (بیش از 10 میلیون K) را تشکیل می دهد. آنها به شدت تابش می کنند، خنک می شوند و از حمایت محروم می شوند، به شکل به سطح پایین می آیندحلقه‌های زیبا که از خطوط مغناطیسی نیرو پیروی می‌کنند.
فلش
دیدنی‌ترین پدیده مرتبط با فعالیت خورشیدی، شراره‌ها هستند که آزاد شدن شدید انرژی مغناطیسی از ناحیه لکه‌های خورشیدی هستند. با وجود انرژی زیاد، اکثر آنها در محدوده فرکانس مرئی تقریباً نامرئی هستند، زیرا انتشار انرژی در یک جو شفاف رخ می دهد و فقط فوتوسفر که به سطوح انرژی نسبتاً پایین می رسد، در نور مرئی قابل مشاهده است..
شعله ها به بهترین وجه در خط Hα دیده می شوند، جایی که روشنایی می تواند 10 برابر بیشتر از کروموسفر همسایه و 3 برابر بیشتر از پیوستار اطراف باشد. در Hα، یک شعله بزرگ چندین هزار دیسک خورشیدی را می پوشاند، اما تنها چند نقطه روشن کوچک در نور مرئی ظاهر می شود. انرژی آزاد شده در این حالت می تواند به 1033 erg برسد که برابر با خروجی کل ستاره در 0.25 ثانیه است. بیشتر این انرژی در ابتدا به شکل الکترون‌ها و پروتون‌های پرانرژی آزاد می‌شود و تابش مرئی یک اثر ثانویه ناشی از برخورد ذرات بر کروموسفر است.
انواع شیوع
دامنه اندازه شعله ها گسترده است - از غول پیکر، بمباران زمین با ذرات، تا به سختی قابل توجه. آنها معمولاً بر اساس شارهای پرتو ایکس مرتبط با طول موج‌های 1 تا 8 آنگستروم طبقه‌بندی می‌شوند: Cn، منگنز یا Xn برای بیش از 10-6، 10-5 به ترتیب و 10-4 W/m2. بنابراین M3 روی زمین با یک شار 3× مطابقت دارد10-5 W/m2. این نشانگر خطی نیست زیرا فقط پیک و نه کل تشعشع را می سنجد. انرژی آزاد شده در 3-4 بزرگترین شراره در هر سال معادل مجموع انرژی همه انرژی های دیگر است.
انواع ذرات ایجاد شده توسط فلاش ها بسته به محل شتاب تغییر می کند. بین خورشید و زمین مواد کافی برای برخوردهای یونیزه وجود ندارد، بنابراین آنها حالت اولیه یونیزاسیون خود را حفظ می کنند. ذرات شتاب‌گرفته در تاج با امواج ضربه‌ای، یونیزاسیون تاجی معمولی ۲ میلیون K را نشان می‌دهند. ذرات شتاب‌گرفته در بدنه شعله‌ور، یونیزاسیون بسیار بالاتری دارند و غلظت‌های بسیار بالایی از He3، یک ایزوتوپ نادر از هلیوم فقط با یک نوترون.
بیشتر شعله ورهای عمده در تعداد کمی از گروه های بیش فعال لکه های خورشیدی بزرگ رخ می دهد. گروه ها خوشه های بزرگی با یک قطبیت مغناطیسی هستند که توسط مخالف احاطه شده اند. اگرچه پیش‌بینی فعالیت شراره‌های خورشیدی به دلیل وجود چنین سازنده‌هایی امکان‌پذیر است، اما محققان نمی‌توانند زمان ظهور آنها را پیش‌بینی کنند و نمی‌دانند چه چیزی آنها را تولید می‌کند.
برخورد زمین
علاوه بر تأمین نور و گرما، خورشید از طریق تشعشعات فرابنفش، جریان ثابت باد خورشیدی و ذرات ناشی از شعله های بزرگ بر زمین تأثیر می گذارد. اشعه ماوراء بنفش لایه اوزون را ایجاد می کند که به نوبه خود از سیاره محافظت می کند.
اشعه ایکس نرم (طول موج بلند) از تاج خورشیدی لایه هایی از یونوسفر را ایجاد می کند کهامکان ارتباط رادیویی موج کوتاه در روزهای فعالیت خورشیدی، تشعشعات تاج (به آرامی متغیر) و شعله‌ها (تکانشی) افزایش می‌یابد تا لایه بازتابی بهتری ایجاد کند، اما چگالی یونوسفر افزایش می‌یابد تا زمانی که امواج رادیویی جذب شوند و ارتباطات موج کوتاه متوقف شود.
پالس‌های پرتو ایکس سخت‌تر (طول موج کوتاه‌تر) ناشی از شراره‌ها، پایین‌ترین لایه یونوسفر (لایه D) را یونیزه می‌کنند و انتشار رادیویی ایجاد می‌کنند.
میدان مغناطیسی دوار زمین به اندازه‌ای قوی است که باد خورشیدی را مسدود کند و یک مگنتوسفر را تشکیل دهد که ذرات و میدان‌ها در اطراف آن جریان دارند. در طرف مقابل چراغ، خطوط میدان ساختاری به نام ستون یا دم ژئومغناطیسی را تشکیل می دهند. با افزایش باد خورشیدی، میدان زمین به شدت افزایش می یابد. وقتی میدان بین سیاره‌ای در جهت مخالف زمین تغییر می‌کند، یا وقتی ابرهای ذرات بزرگ به آن برخورد می‌کنند، میدان‌های مغناطیسی در ستون با هم ترکیب می‌شوند و انرژی برای ایجاد شفق‌های قطبی آزاد می‌شود.
طوفان های مغناطیسی و فعالیت خورشیدی
هر بار که یک سوراخ بزرگ تاجی به دور زمین می چرخد، باد خورشیدی شتاب می گیرد و یک طوفان ژئومغناطیسی رخ می دهد. این یک چرخه 27 روزه ایجاد می کند، به ویژه در حداقل لکه های خورشیدی قابل توجه است، که امکان پیش بینی فعالیت خورشیدی را فراهم می کند. شعله های بزرگ و پدیده های دیگر باعث پرتاب توده های تاجی می شوند، ابرهایی از ذرات پرانرژی که جریان حلقه ای را در اطراف مگنتوسفر تشکیل می دهند و باعث نوسانات شدید میدان زمین می شوند که به آنها طوفان های ژئومغناطیسی می گویند.این پدیده‌ها ارتباطات رادیویی را مختل می‌کنند و برق را در خطوط مسافت طولانی و سایر رساناهای طولانی ایجاد می‌کنند.
شاید جذاب ترین پدیده های زمینی تأثیر احتمالی فعالیت خورشیدی بر آب و هوای سیاره ما باشد. حداقل Mound معقول به نظر می رسد، اما اثرات واضح دیگری نیز وجود دارد. بیشتر دانشمندان بر این باورند که ارتباط مهمی وجود دارد که با تعدادی پدیده دیگر پوشانده شده است.
از آنجایی که ذرات باردار از میدان های مغناطیسی پیروی می کنند، تابش هسته ای در همه شعله های بزرگ مشاهده نمی شود، بلکه فقط در آنهایی که در نیمکره غربی خورشید قرار دارند مشاهده می شود. خطوط نیرو از سمت غربی آن به زمین می رسد و ذرات را به آنجا هدایت می کند. دومی ها بیشتر پروتون هستند، زیرا هیدروژن عنصر اصلی تشکیل دهنده خورشید است. بسیاری از ذرات که با سرعت 1000 کیلومتر بر ثانیه حرکت می کنند، یک جبهه موج شوک ایجاد می کنند. جریان ذرات کم انرژی در شراره های بزرگ آنقدر شدید است که زندگی فضانوردان خارج از میدان مغناطیسی زمین را تهدید می کند.
