L'atmosfera del Sol està dominada per un meravellós ritme de flux i reflux d'activitat. Les taques solars, les més grans de les quals són visibles fins i tot sense telescopi, són àrees de camps magnètics extremadament forts a la superfície d'una estrella. Una taca madura típica és blanca i amb forma de margarida. Consisteix en un nucli central fosc anomenat umbra, que és un bucle de flux magnètic que s'estén verticalment des de sota, i un anell més clar de fibres al seu voltant, anomenat penombra, en el qual el camp magnètic s'estén horitzontalment cap a l'exterior.
Taques solars
A principis del segle XX. George Ellery Hale, utilitzant el seu nou telescopi per observar l'activitat solar en temps real, va trobar que l'espectre de les taques solars és similar al de les estrelles vermelles fredes de tipus M. Així, va demostrar que l'ombra sembla fosca perquè la seva temperatura és només d'uns 3000 K, molt menys que la temperatura ambient de 5800 K.fotosfera. La pressió magnètica i del gas al punt ha d'equilibrar la pressió circumdant. S'ha de refredar perquè la pressió interna del gas sigui significativament menor que l'externa. A les zones "fresques" hi ha processos intensius. Les taques solars es refreden per la supressió de la convecció, que transfereix calor des de baix, per un camp fort. Per aquest motiu, el límit inferior de la seva mida és de 500 km. Les taques més petites s'escalfen ràpidament per la radiació ambiental i es destrueixen.
Malgrat la manca de convecció, hi ha molt moviment organitzat en els pegats, majoritàriament en ombra parcial on les línies horitzontals del camp ho permeten. Un exemple d'aquest moviment és l'efecte Evershed. Es tracta d'un flux amb una velocitat d'1 km/s a la meitat exterior de la penombra, que s'estén més enllà dels seus límits en forma d'objectes en moviment. Aquests últims són elements del camp magnètic que flueixen cap a l'exterior sobre la regió que envolta la taca. A la cromosfera que hi ha a sobre, el flux invers d'Evershed apareix com a espirals. La meitat interna de la penombra s'està movent cap a l'ombra.
Les taques solars també fluctuen. Quan un pegat de la fotosfera conegut com el "pont de llum" travessa l'ombra, hi ha un flux horitzontal ràpid. Tot i que el camp d'ombra és massa fort per permetre el moviment, hi ha oscil·lacions ràpides amb un període de 150 s a la cromosfera just a sobre. Per sobre de la penombra hi ha els anomenats. ones que viatgen que es propaguen radialment cap a l'exterior amb un període de 300 segons.
Nombre de taques solars
L'activitat solar passa sistemàticament per tota la superfície de l'estrella entre 40°latitud, que indica la naturalesa global d'aquest fenomen. Malgrat les importants fluctuacions del cicle, en general és impressionantment regular, com ho demostra l'ordre ben establert en les posicions numèriques i latitudinals de les taques solars.
A l'inici del període, el nombre de grups i les seves mides augmenten ràpidament fins que al cap de 2-3 anys s'assoleix el nombre màxim i, després d'un altre any, l'àrea màxima. La vida mitjana d'un grup és d'aproximadament una rotació del Sol, però un grup petit només pot durar 1 dia. Els grups de taques solars més grans i les erupcions més grans solen tenir lloc 2 o 3 anys després que s'hagi arribat al límit de taques solars.
Pot tenir fins a 10 grups i 300 places, i un grup pot tenir fins a 200. El curs del cicle pot ser irregular. Fins i tot prop del màxim, el nombre de taques solars pot disminuir temporalment de manera significativa.
cicle d'11 anys
El nombre de taques solars torna al mínim cada 11 anys aproximadament. En aquest moment, hi ha diverses petites formacions similars al Sol, generalment a latituds baixes, i durant mesos poden estar absents del tot. Comencen a aparèixer noves taques solars a latituds més altes, entre 25° i 40°, amb polaritat oposada al cicle anterior.
Al mateix temps, poden existir llocs nous a latituds altes i llocs antics a latituds baixes. Les primeres taques del nou cicle són petites i viuen només uns quants dies. Com que el període de rotació és de 27 dies (més llarg a latituds més altes), normalment no tornen i els més nous estan més a prop de l'equador.
Per a un cicle d'11 anysla configuració de la polaritat magnètica dels grups de taques solars és la mateixa en un hemisferi donat i és en sentit contrari a l' altre hemisferi. Canvia en el període següent. Així, les noves taques solars a latituds altes a l'hemisferi nord poden tenir una polaritat positiva i després una polaritat negativa, i els grups del cicle anterior a latitud baixa tindran l'orientació oposada.
A poc a poc, els punts antics desapareixen i de nous n'apareixen en gran nombre i mides a latituds més baixes. La seva distribució té forma de papallona.
Cicle complet
Com que la configuració de la polaritat magnètica dels grups de taques solars canvia cada 11 anys, torna al mateix valor cada 22 anys, i aquest període es considera el període d'un cicle magnètic complet. Al començament de cada període, el camp total del Sol, determinat pel camp dominant al pol, té la mateixa polaritat que les taques de l'anterior. A mesura que es trenquen les regions actives, el flux magnètic es divideix en seccions amb un signe positiu i un signe negatiu. Després d'aparèixer i desaparèixer moltes taques a la mateixa zona, es formen grans regions unipolars amb un signe o un altre, que es desplacen cap al pol corresponent del Sol. Durant cada mínim als pols, domina el flux de la següent polaritat en aquest hemisferi, i aquest és el camp vist des de la Terra.
Però si tots els camps magnètics estan equilibrats, com es divideixen en grans regions unipolars que governen el camp polar? Aquesta pregunta no ha estat contestada. Els camps que s'acosten als pols giren més lentament que les taques solars a la regió equatorial. Finalment, els camps febles arriben al pol i inverteixen el camp dominant. D'aquesta manera s'inverteix la polaritat que haurien d'ocupar els primers llocs dels nous grups, continuant així el cicle de 22 anys.
Evidència històrica
Tot i que el cicle de l'activitat solar ha estat bastant regular durant diversos segles, hi ha hagut variacions significatives. El 1955-1970, hi havia moltes més taques solars a l'hemisferi nord, i el 1990 van dominar al sud. Els dos cicles, que van assolir el màxim el 1946 i el 1957, van ser els més grans de la història.
L'astrònom anglès W alter Maunder va trobar proves d'un període de baixa activitat magnètica solar, cosa que indica que es van observar molt poques taques solars entre 1645 i 1715. Tot i que aquest fenomen es va descobrir per primera vegada cap al 1600, durant aquest període es van registrar pocs albiraments. Aquest període s'anomena mínim de Montículo.
Observadors experimentats van informar de l'aparició d'un nou grup de llocs com un gran esdeveniment, i van assenyalar que feia molts anys que no els veien. Després de 1715 aquest fenomen va tornar. Va coincidir amb el període més fred d'Europa del 1500 al 1850. Tanmateix, la connexió entre aquests fenòmens no s'ha demostrat.
Hi ha alguna evidència d' altres períodes similars a intervals d'aproximadament 500 anys. Quan l'activitat solar és alta, els forts camps magnètics generats pel vent solar bloquegen els raigs còsmics galàctics d' alta energia que s'acosten a la Terra, donant lloc a menysla formació de carboni-14. Mesurar 14С als anells dels arbres confirma la baixa activitat del Sol. El cicle d'11 anys no es va descobrir fins a la dècada de 1840, de manera que les observacions anteriors a aquesta època eren irregulars.
Àrees efímeres
A més de les taques solars, hi ha molts dipols petits anomenats regions actives efímeres que existeixen de mitjana menys d'un dia i es troben a tot el Sol. El seu nombre arriba als 600 per dia. Tot i que les regions efímeres són petites, poden constituir una part important del flux magnètic del sol. Però com que són neutres i més aviat petits, probablement no juguen cap paper en l'evolució del cicle i del model de camp global.
Prominències
Aquest és un dels fenòmens més bells que es poden observar durant l'activitat solar. Són semblants als núvols de l'atmosfera terrestre, però estan suportats per camps magnètics en lloc de fluxos de calor.
El plasma d'ions i electrons que formen l'atmosfera solar no pot creuar línies de camp horitzontals, malgrat la força de la gravetat. Les prominències es produeixen als límits entre polaritats oposades, on les línies de camp canvien de direcció. Per tant, són indicadors fiables de transicions de camp abruptes.
Com a la cromosfera, les prominències són transparents a la llum blanca i, amb l'excepció dels eclipsis totals, s'han d'observar a Hα (656, 28 nm). Durant un eclipsi, la línia vermella Hα dóna a les prominències una bonica tonalitat rosa. La seva densitat és molt inferior a la de la fotosfera, ja que també ho éspoques col·lisions. Absorbeixen la radiació des de sota i l'emeten en totes direccions.
La llum que es veu des de la Terra durant un eclipsi no té raigs ascendents, de manera que les prominències semblen més fosques. Però com que el cel és encara més fosc, semblen brillants contra el seu fons. La seva temperatura és de 5000-50000 K.
Tipus de prominències
Hi ha dos tipus principals de protagonismes: tranquils i de transició. Els primers estan associats a camps magnètics a gran escala que marquen els límits de les regions magnètiques unipolars o grups de taques solars. Com que aquestes zones viuen durant molt de temps, el mateix passa amb les prominències tranquil·les. Poden tenir diverses formes: bardisses, núvols suspesos o embuts, però sempre són bidimensionals. Els filaments estables sovint es tornen inestables i entren en erupció, però també poden simplement desaparèixer. Les prominències tranquil·les viuen durant diversos dies, però al límit magnètic se'n poden formar de noves.
Les prominències transitòries són una part integral de l'activitat solar. Aquests inclouen els dolls, que són una massa desorganitzada de material expulsat per una bengala, i els grups, que són corrents col·limats de petites emissions. En ambdós casos, part de la matèria torna a la superfície.
Les prominències en forma de bucle són les conseqüències d'aquests fenòmens. Durant la flamarada, el flux d'electrons escalfa la superfície fins a milions de graus, formant prominències coronals calentes (més de 10 milions K). Irradien fortament, al ser refredats i privats de suport, baixen a la superfície en formabucles elegants, seguint les línies magnètiques de força.
Flashs
El fenomen més espectacular associat a l'activitat solar són les erupcions, que són un alliberament brusc d'energia magnètica de la regió de les taques solars. Malgrat l' alta energia, la majoria d'ells són gairebé invisibles en el rang de freqüències visibles, ja que l'emissió d'energia es produeix en una atmosfera transparent i només la fotosfera, que arriba a nivells d'energia relativament baixos, es pot observar a la llum visible..
Les bengales es veuen millor a la línia Hα, on la brillantor pot ser 10 vegades més gran que a la cromosfera veïna i 3 vegades més alta que al continu circumdant. A Hα, una gran flamarada cobrirà diversos milers de discos solars, però només apareixen alguns petits punts brillants a la llum visible. L'energia alliberada en aquest cas pot arribar a 1033 erg, que és igual a la sortida de l'estrella sencera en 0,25 s. La major part d'aquesta energia s'allibera inicialment en forma d'electrons i protons d' alta energia, i la radiació visible és un efecte secundari causat per l'impacte de partícules a la cromosfera.
Tipus de brots
El rang de mides de les bengales és ampli: des de gegants, bombardejant la Terra amb partícules, fins a gairebé tot just perceptibles. Normalment es classifiquen pels seus fluxos de raigs X associats amb longituds d'ona d'1 a 8 angstroms: Cn, Mn o Xn per més de 10-6, 10-5 i 10-4 W/m2 respectivament. Així, M3 a la Terra correspon a un flux 3×10-5 W/m2. Aquest indicador no és lineal ja que només mesura el pic i no la radiació total. L'energia alliberada en les 3-4 erupcions més grans cada any és equivalent a la suma de les energies de totes les altres.
Els tipus de partícules creades pels flaixos canvien en funció del lloc d'acceleració. No hi ha prou material entre el Sol i la Terra per a les col·lisions ionitzants, de manera que conserven el seu estat original d'ionització. Les partícules accelerades a la corona per ones de xoc mostren una ionització coronal típica de 2 milions de K. Les partícules accelerades al cos de la flama tenen una ionització significativament més alta i concentracions extremadament altes de He3, un isòtop rar de Heli només amb un neutró.
La majoria de les erupcions importants es produeixen en un petit nombre de grans grups hiperactius de taques solars. Els grups són grans grups d'una polaritat magnètica envoltats per la contrària. Encara que la predicció de l'activitat de les erupcions solars és possible a causa de la presència d'aquestes formacions, els investigadors no poden predir quan apareixeran i no saben què les produeix.
Earth Impact
A més de proporcionar llum i calor, el Sol impacta la Terra mitjançant la radiació ultraviolada, un corrent constant de vent solar i partícules de grans erupcions. La radiació ultraviolada crea la capa d'ozó, que al seu torn protegeix el planeta.
Els raigs X suaus (longitud d'ona llarga) de la corona solar creen capes de la ionosfera que fanpossible comunicació per ràdio d'ona curta. Els dies d'activitat solar, la radiació de la corona (varia lentament) i de les erupcions (impulsives) augmenta per crear una capa reflectant millor, però la densitat de la ionosfera augmenta fins que s'absorbeixen les ones de ràdio i es dificulten les comunicacions d'ona curta..
Els polsos de raigs X més durs (longitud d'ona més curta) de les erupcions ionitzen la capa més baixa de la ionosfera (capa D), creant emissions de ràdio.
El camp magnètic giratori de la Terra és prou fort com per bloquejar el vent solar, formant una magnetosfera on les partícules i els camps flueixen al voltant. Al costat oposat a la lluminària, les línies de camp formen una estructura anomenada ploma o cua geomagnètica. Quan augmenta el vent solar, hi ha un fort augment del camp terrestre. Quan el camp interplanetari canvia en la direcció oposada al de la Terra, o quan els núvols de partícules grans l'impacten, els camps magnètics del plomall es recombinen i s'allibera energia per crear les aurores.
Tempestes magnètiques i activitat solar
Cada cop que un gran forat coronal orbita la Terra, el vent solar s'accelera i es produeix una tempesta geomagnètica. Això crea un cicle de 27 dies, especialment notable al mínim de taques solars, que permet predir l'activitat solar. Les grans erupcions i altres fenòmens provoquen ejeccions de massa coronal, núvols de partícules energètiques que formen un corrent d'anell al voltant de la magnetosfera, provocant fortes fluctuacions en el camp terrestre, anomenades tempestes geomagnètiques. Aquests fenòmens interrompen les comunicacions de ràdio i creen sobretensions en línies de llarga distància i altres conductors llargs.
Potser el més intrigant de tots els fenòmens terrestres és el possible impacte de l'activitat solar en el clima del nostre planeta. El mínim de Mound sembla raonable, però hi ha altres efectes clars. La majoria dels científics creuen que hi ha una connexió important, emmascarada per una sèrie d' altres fenòmens.
Com que les partícules carregades segueixen camps magnètics, la radiació corpuscular no s'observa en totes les grans erupcions, sinó només en les situades a l'hemisferi occidental del Sol. Les línies de força des del seu costat occidental arriben a la Terra, dirigint-hi les partícules. Aquests últims són majoritàriament protons, perquè l'hidrogen és l'element constituent dominant del sol. Moltes partícules que es mouen a una velocitat de 1000 km/s segons creen un front d'ona de xoc. El flux de partícules de baixa energia en grans erupcions és tan intens que amenaça la vida dels astronautes fora del camp magnètic terrestre.
