يهيمن على جو الشمس إيقاع رائع من مد و مد و جزر للنشاط. البقع الشمسية ، أكبرها مرئية حتى بدون تلسكوب ، هي مناطق ذات مجالات مغناطيسية قوية للغاية على سطح النجم. البقعة الناضجة النموذجية بيضاء وشكلها أقحوان. يتكون من نواة مركزية داكنة تسمى umbra ، وهي عبارة عن حلقة من التدفق المغناطيسي تمتد عموديًا من الأسفل ، وحلقة أخف من الألياف حولها ، تسمى Penumbra ، حيث يمتد المجال المغناطيسي إلى الخارج أفقيًا.
البقع الشمسية
في بداية القرن العشرين. وجد جورج إليري هيل ، باستخدام تلسكوبه الجديد لمراقبة النشاط الشمسي في الوقت الفعلي ، أن طيف البقع الشمسية يشبه طيف النجوم الحمراء الباردة من النوع M. وهكذا أوضح أن الظل يظهر داكنًا لأن درجة حرارته لا تتجاوز 3000 كلفن ، أي أقل بكثير من درجة الحرارة المحيطة البالغة 5800 كلفن.فوتوسفير. يجب أن يوازن الضغط المغناطيسي وضغط الغاز في البقعة الضغط المحيط. يجب تبريده بحيث يصبح الضغط الداخلي للغاز أقل بكثير من الضغط الخارجي. في المناطق "الباردة" عمليات مكثفة. يتم تبريد البقع الشمسية عن طريق قمع الحمل الحراري ، الذي ينقل الحرارة من الأسفل ، بواسطة مجال قوي. لهذا السبب ، فإن الحد الأدنى لحجمها هو 500 كيلومتر. يتم تسخين البقع الصغيرة بسرعة بواسطة الإشعاع المحيط ويتم تدميرها.
على الرغم من عدم وجود الحمل الحراري ، هناك الكثير من الحركة المنظمة في البقع ، ومعظمها في الظل الجزئي حيث تسمح الخطوط الأفقية للحقل بذلك. مثال على هذه الحركة هو تأثير Evershed. هذا تدفق بسرعة 1 كم / ثانية في النصف الخارجي من شبه الظل ، والذي يمتد إلى ما وراء حدوده في شكل أجسام متحركة. هذه الأخيرة هي عناصر المجال المغناطيسي التي تتدفق للخارج فوق المنطقة المحيطة بالبقعة. في الكروموسفير فوقه ، يظهر تدفق Evershed العكسي على شكل حلزونات. النصف الداخلي من شبه الظل يتحرك نحو الظل.
تتقلب البقع الشمسية أيضًا. عندما تعبر رقعة من الغلاف الضوئي تُعرف باسم "جسر الضوء" الظل ، يكون هناك تدفق أفقي سريع. على الرغم من أن مجال الظل قوي جدًا بحيث لا يسمح بالحركة ، إلا أن هناك تذبذبات سريعة مع فترة 150 ثانية في الكروموسفير أعلاه. فوق شبه الظل هناك ما يسمى. تنتشر الموجات المتنقلة شعاعياً إلى الخارج في فترة 300 ثانية.
عدد البقع الشمسية
يمر النشاط الشمسي بشكل منهجي على كامل سطح النجم بين 40 درجةخط العرض ، مما يدل على الطبيعة العالمية لهذه الظاهرة. على الرغم من التقلبات الكبيرة في الدورة ، فهي منتظمة بشكل عام بشكل مثير للإعجاب ، كما يتضح من الترتيب الراسخ في المواضع العددية والخطية للبقع الشمسية.
في بداية الفترة ، يزداد عدد المجموعات وأحجامها بسرعة حتى بعد 2-3 سنوات يتم الوصول إلى الحد الأقصى للعدد ، وبعد عام آخر - الحد الأقصى للمساحة. متوسط عمر المجموعة هو دوران واحد للشمس ، لكن مجموعة صغيرة يمكن أن تستمر ليوم واحد فقط. تحدث أكبر مجموعات البقع الشمسية وأكبر الانفجارات عادةً بعد 2 أو 3 سنوات من الوصول إلى حد البقع الشمسية.
قد تحتوي على ما يصل إلى 10 مجموعات و 300 نقطة ، ويمكن أن تحتوي مجموعة واحدة على 200 نقطة. قد يكون مسار الدورة غير منتظم. حتى بالقرب من الحد الأقصى ، يمكن أن ينخفض عدد البقع الشمسية بشكل ملحوظ.
دورة 11 سنة
يعود عدد البقع الشمسية إلى الحد الأدنى كل 11 عامًا تقريبًا. في هذا الوقت ، توجد العديد من التكوينات الصغيرة المماثلة على الشمس ، عادةً عند خطوط العرض المنخفضة ، وقد تكون غائبة تمامًا لأشهر. تبدأ البقع الشمسية الجديدة في الظهور عند خطوط عرض أعلى ، بين 25 درجة و 40 درجة ، مع قطبية معاكسة للدورة السابقة.
في الوقت نفسه ، يمكن أن توجد نقاط جديدة عند خطوط العرض العالية والمواقع القديمة عند خطوط العرض المنخفضة. البقع الأولى من الدورة الجديدة صغيرة وتعيش بضعة أيام فقط. نظرًا لأن فترة الدوران هي 27 يومًا (أطول عند خطوط العرض العليا) ، فإنها عادة لا تعود ، وأحدثها تكون أقرب إلى خط الاستواء.
لدورة 11 سنةتكوين القطبية المغناطيسية لمجموعات البقع الشمسية هو نفسه في نصف الكرة الأرضية وهو في الاتجاه المعاكس في نصف الكرة الآخر. يتغير في الفترة القادمة. وبالتالي ، يمكن أن يكون للبقع الشمسية الجديدة عند خطوط العرض العالية في نصف الكرة الشمالي قطبية موجبة ثم قطبية سالبة ، وسيكون للمجموعات من الدورة السابقة عند خط عرض منخفض اتجاه معاكس.
تدريجياً تختفي البقع القديمة وتظهر أماكن جديدة بأعداد وأحجام كبيرة عند خطوط العرض السفلية. توزيعها على شكل فراشة.
دورة كاملة
نظرًا لأن تكوين القطبية المغناطيسية لمجموعات البقع الشمسية يتغير كل 11 عامًا ، فإنها تعود إلى نفس القيمة كل 22 عامًا ، وتعتبر هذه الفترة فترة دورة مغناطيسية كاملة. في بداية كل فترة ، يكون المجال الكلي للشمس ، الذي يحدده المجال المهيمن في القطب ، له نفس قطبية نقاط الفترة السابقة. عندما تنكسر المناطق النشطة ، ينقسم التدفق المغناطيسي إلى أقسام بعلامة موجبة وسالبة. بعد ظهور العديد من البقع وتختفي في نفس المنطقة ، تتشكل مناطق كبيرة أحادية القطب بعلامة أو بأخرى ، والتي تتحرك نحو القطب المقابل للشمس. خلال كل حد أدنى عند القطبين ، يهيمن تدفق القطبية التالية في نصف الكرة هذا ، وهذا هو المجال كما يُرى من الأرض.
لكن إذا كانت جميع المجالات المغناطيسية متوازنة ، فكيف تنقسم إلى مناطق كبيرة أحادية القطب تحكم المجال القطبي؟ لم يتم الرد على هذا السؤال.الحقول التي تقترب من القطبين تدور ببطء أكثر من البقع الشمسية في المنطقة الاستوائية. في النهاية تصل الحقول الضعيفة إلى القطب وتعكس المجال المهيمن. هذا يعكس القطبية التي يجب أن تأخذها النقاط الرائدة في المجموعات الجديدة ، وبالتالي تستمر دورة الـ 22 عامًا.
دليل تاريخي
على الرغم من أن دورة النشاط الشمسي كانت منتظمة إلى حد ما على مدى عدة قرون ، إلا أنه كانت هناك اختلافات كبيرة فيها. في 1955-1970 ، كان هناك الكثير من البقع الشمسية في نصف الكرة الشمالي ، وفي عام 1990 سيطرت على الجنوب. كانت الدورتان ، اللتان بلغت ذروتهما في عامي 1946 و 1957 ، الأكبر في التاريخ.
وجد عالم الفلك الإنجليزي والتر ماندر دليلاً على فترة نشاط مغناطيسي شمسي منخفض ، مما يشير إلى أنه لوحظ عدد قليل جدًا من البقع الشمسية بين عامي 1645 و 1715. على الرغم من اكتشاف هذه الظاهرة لأول مرة حوالي عام 1600 ، تم تسجيل عدد قليل من المشاهدات خلال هذه الفترة. هذه الفترة تسمى كومة الصغرى.
أفاد المراقبون ذوو الخبرة بظهور مجموعة جديدة من المواقع كحدث رائع ، مشيرين إلى أنهم لم يروها منذ سنوات عديدة. بعد عام 1715 عادت هذه الظاهرة. تزامنت مع أبرد فترة في أوروبا من 1500 إلى 1850. ومع ذلك ، لم يتم إثبات الصلة بين هذه الظواهر.
هناك بعض الأدلة على فترات أخرى مماثلة كل 500 عام تقريبًا. عندما يكون النشاط الشمسي مرتفعًا ، فإن الحقول المغناطيسية القوية الناتجة عن الرياح الشمسية تحجب الأشعة الكونية عالية الطاقة من الأرض ، مما يؤدي إلى انخفاضتشكيل الكربون 14. قياس14С في حلقات الأشجار يؤكد النشاط المنخفض للشمس. لم يتم اكتشاف دورة 11 عامًا حتى أربعينيات القرن التاسع عشر ، لذا كانت الملاحظات السابقة لذلك الوقت غير منتظمة.
مناطق سريعة الزوال
بالإضافة إلى البقع الشمسية ، هناك العديد من ثنائيات الأقطاب الصغيرة تسمى المناطق النشطة سريعة الزوال والتي توجد في المتوسط أقل من يوم وتوجد في جميع أنحاء الشمس. يصل عددهم إلى 600 يوميا. على الرغم من أن المناطق سريعة الزوال صغيرة ، إلا أنها يمكن أن تشكل جزءًا كبيرًا من التدفق المغناطيسي للشمس. ولكن نظرًا لأنها محايدة وصغيرة نوعًا ما ، فمن المحتمل ألا تلعب دورًا في تطور الدورة ونموذج المجال العالمي.
بروزات
هذه من أجمل الظواهر التي يمكن ملاحظتها أثناء النشاط الشمسي. إنها تشبه السحب الموجودة في الغلاف الجوي للأرض ، ولكنها مدعومة بالمجالات المغناطيسية بدلاً من التدفقات الحرارية.
لا تستطيع بلازما الأيونات والإلكترونات التي يتكون منها الغلاف الجوي الشمسي عبور خطوط المجال الأفقية ، على الرغم من قوة الجاذبية. تحدث البروزات عند الحدود بين القطبين المعاكسين ، حيث تغير خطوط المجال اتجاهها. وبالتالي ، فهي مؤشرات موثوقة للتحولات الميدانية المفاجئة.
كما هو الحال في الكروموسفير ، تكون البروزات شفافة في الضوء الأبيض ، وباستثناء الكسوف الكلي ، يجب ملاحظتها في Hα (656 ، 28 نانومتر). أثناء الكسوف ، يعطي خط Hα الأحمر البروز صبغة وردية جميلة. كثافتها أقل بكثير من كثافة الغلاف الضوئي ، لأنها أيضًاعدد قليل من الاصطدامات. تمتص الإشعاع من الأسفل وتنبعث منه في كل الاتجاهات.
الضوء المرئي من الأرض أثناء الكسوف يخلو من الأشعة الصاعدة ، لذلك تظهر النتوءات أكثر قتامة. ولكن بما أن السماء أكثر قتامة ، فإنها تبدو مشرقة على خلفيتها. درجة حرارتها 5000-50000 كلفن.
أنواع البروز
هناك نوعان رئيسيان من البروز: هادئة وانتقالية. الأول يرتبط بمجالات مغناطيسية واسعة النطاق تحدد حدود المناطق المغناطيسية أحادية القطب أو مجموعات البقع الشمسية. نظرًا لأن هذه المناطق تعيش لفترة طويلة ، فإن الشيء نفسه ينطبق على البروز الهادئ. يمكن أن يكون لها أشكال مختلفة - تحوطات أو غيوم معلقة أو قمع ، لكنها دائمًا ثنائية الأبعاد. غالبًا ما تصبح الخيوط المستقرة غير مستقرة وتنفجر ، ولكنها يمكن أيضًا أن تختفي ببساطة. تعيش البروزات الهادئة لعدة أيام ، ولكن يمكن أن تتشكل بروزات جديدة عند الحدود المغناطيسية.
البروزات العابرة هي جزء لا يتجزأ من النشاط الشمسي. وتشمل هذه النفاثات ، وهي كتلة غير منظمة من المواد المقذوفة بواسطة التوهج ، والكتل ، وهي تدفقات موازية للانبعاثات الصغيرة. في كلتا الحالتين ، يعود جزء من الأمر إلى السطح.
البروزات على شكل حلقة هي نتائج هذه الظواهر. أثناء التوهج ، يسخن تدفق الإلكترون السطح حتى ملايين الدرجات ، مكونًا بروزات إكليلية ساخنة (أكثر من 10 ملايين كلفن). إنها تشع بقوة ، ويتم تبريدها ، وحرمانها من الدعم ، وتنزل إلى السطح في الشكلحلقات أنيقة تتبع خطوط القوة المغناطيسية.
ومضات
الظاهرة الأكثر إثارة المرتبطة بالنشاط الشمسي هي التوهجات ، وهي إطلاق حاد للطاقة المغناطيسية من منطقة البقع الشمسية. على الرغم من الطاقة العالية ، فإن معظمها يكاد يكون غير مرئي في نطاق التردد المرئي ، لأن انبعاث الطاقة يحدث في جو شفاف ، ويمكن فقط ملاحظة الغلاف الضوئي ، الذي يصل إلى مستويات طاقة منخفضة نسبيًا ، في الضوء المرئي.
من الأفضل رؤية التوهجات في خط Hα ، حيث يمكن أن يكون السطوع أكبر 10 مرات من الكروموسفير المجاور ، و 3 مرات أعلى منه في السلسلة المحيطة. في Hα ، سيغطي التوهج الكبير عدة آلاف من الأقراص الشمسية ، لكن القليل فقط من النقاط المضيئة الصغيرة تظهر في الضوء المرئي. يمكن أن تصل الطاقة المنبعثة في هذه الحالة إلى 1033erg ، وهو ما يساوي ناتج النجم بأكمله في 0.25 ثانية. يتم إطلاق معظم هذه الطاقة في البداية في شكل إلكترونات وبروتونات عالية الطاقة ، والإشعاع المرئي هو تأثير ثانوي ناتج عن تأثير الجسيمات على الكروموسفير.
أنواع الفاشيات
نطاق حجم التوهجات واسع - من العملاق ، الذي يقصف الأرض بالجزيئات ، إلى بالكاد يمكن ملاحظته. عادة ما يتم تصنيفها من خلال تدفقات الأشعة السينية المرتبطة بها مع أطوال موجية من 1 إلى 8 أنجستروم: Cn أو Mn أو Xn لأكثر من 10-6، 10-5 و 10-4W / m2على التوالي. لذا فإن M3 على الأرض يتوافق مع تدفق 3 ×10-5W / m2. هذا المؤشر ليس خطيًا لأنه يقيس الذروة فقط وليس إجمالي الإشعاع. الطاقة المنبعثة في أكبر 3-4 مشاعل كل عام تعادل مجموع الطاقات الأخرى.
أنواع الجسيمات التي تنشأ عن الومضات تتغير حسب مكان التسارع. لا توجد مادة كافية بين الشمس والأرض للتصادمات المؤينة ، لذا فهي تحتفظ بحالة التأين الأصلية. تُظهر الجسيمات المتسارعة في الإكليل بواسطة موجات الصدمة تأين إكليلي نموذجي قدره 2 مليون كلفن للجسيمات المتسارعة في جسم التوهج وتأين أعلى بكثير وتركيزات عالية للغاية من هو3، وهو نظير نادر من الهليوم فقط بنيوترون واحد
تحدث معظم التوهجات الرئيسية في عدد صغير من مجموعات البقع الشمسية الكبيرة شديدة النشاط. المجموعات عبارة عن مجموعات كبيرة من قطبية مغناطيسية واحدة محاطة بالعكس. على الرغم من إمكانية التنبؤ بنشاط التوهج الشمسي بسبب وجود مثل هذه التكوينات ، إلا أن الباحثين لا يستطيعون التنبؤ بموعد ظهورها ، ولا يعرفون ما الذي ينتج عنها.
تأثير الأرض
بالإضافة إلى توفير الضوء والحرارة ، تؤثر الشمس على الأرض من خلال الأشعة فوق البنفسجية ، وهي تيار مستمر من الرياح الشمسية وجزيئات من التوهجات الكبيرة. تخلق الأشعة فوق البنفسجية طبقة الأوزون ، والتي بدورها تحمي الكوكب.
الأشعة السينية اللينة (الطول الموجي الطويل) من الإكليل الشمسي تخلق طبقات من الأيونوسفير التي تصنعإمكانية الاتصال اللاسلكي على الموجات القصيرة. في أيام النشاط الشمسي ، يزداد الإشعاع الصادر من الإكليل (المتغير ببطء) والتوهجات (الاندفاعية) لإنشاء طبقة عاكسة أفضل ، لكن كثافة الأيونوسفير تزداد حتى يتم امتصاص موجات الراديو وتعوق اتصالات الموجات القصيرة.
نبضات الأشعة السينية الأكثر صلابة (ذات الطول الموجي الأقصر) تؤين الطبقة الدنيا من الأيونوسفير (الطبقة D) ، مما ينتج عنه انبعاث راديوي.
المجال المغناطيسي الدوار للأرض قوي بما يكفي لمنع الرياح الشمسية ، وتشكيل الغلاف المغناطيسي الذي تتدفق حوله الجسيمات والحقول. على الجانب المقابل للنور ، تشكل خطوط المجال بنية تسمى العمود المغناطيسي الأرضي أو الذيل. عندما تزداد الرياح الشمسية ، تحدث زيادة حادة في مجال الأرض. عندما يتحول المجال بين الكواكب في الاتجاه المعاكس لاتجاه الأرض ، أو عندما تصطدم به سحب الجسيمات الكبيرة ، تتحد الحقول المغناطيسية في العمود ويتم إطلاق الطاقة لإنشاء الشفق.
العواصف المغناطيسية والنشاط الشمسي
في كل مرة يدور ثقب إكليلي كبير حول الأرض ، تتسارع الرياح الشمسية وتحدث عاصفة مغنطيسية أرضية. يؤدي هذا إلى إنشاء دورة مدتها 27 يومًا ، يمكن ملاحظتها بشكل خاص عند الحد الأدنى من البقع الشمسية ، مما يجعل من الممكن التنبؤ بالنشاط الشمسي. تتسبب التوهجات الكبيرة والظواهر الأخرى في انبعاث الكتلي الإكليلي ، وسحب من الجسيمات النشطة التي تشكل تيارًا حلقيًا حول الغلاف المغناطيسي ، مما يتسبب في تقلبات حادة في مجال الأرض ، تسمى العواصف المغناطيسية الأرضية.تعطل هذه الظواهر الاتصالات اللاسلكية وتحدث ارتفاعات في الطاقة على خطوط المسافات الطويلة والموصلات الطويلة الأخرى.
لعل أكثر الظواهر الأرضية إثارة للاهتمام هو التأثير المحتمل للنشاط الشمسي على مناخ كوكبنا. يبدو الحد الأدنى من الكومة معقولًا ، لكن هناك تأثيرات أخرى واضحة. يعتقد معظم العلماء أن هناك علاقة مهمة تخفيها عدد من الظواهر الأخرى.
نظرًا لأن الجسيمات المشحونة تتبع المجالات المغناطيسية ، لا يتم ملاحظة إشعاع الجسم في جميع التوهجات الكبيرة ، ولكن فقط في تلك الموجودة في نصف الكرة الغربي للشمس. خطوط القوة من جانبها الغربي تصل إلى الأرض ، وتوجه الجسيمات هناك. هذه الأخيرة هي في الغالب بروتونات ، لأن الهيدروجين هو العنصر الأساسي المكون للشمس. العديد من الجسيمات التي تتحرك بسرعة 1000 كم / ثانية تخلق مقدمة موجة صادمة. يكون تدفق الجسيمات منخفضة الطاقة في التوهجات الكبيرة شديدًا لدرجة أنه يهدد حياة رواد الفضاء خارج المجال المغناطيسي للأرض.
