Сончеви појави

Сончеви појави ― природни појави кои се случуваат во атмосферата на Сонцето. Тие имаат многу облици, вклучувајќи сончев ветер, флукс на радио бранови, сончеви блесоци, исфрлања коронска маса, коронско загревање и сончеви дамки.
Верувано е дека овие појави се создаваат од спирално динамо, сместено во близина на средиштето на масата на Сонцето, кое создава силни магнетни полиња, како и хаотично динамо, сместено во близина на површината, која создава помали флуктуации на магнетното поле. Сите сончеви флуктуации заедно се нарекувани сончева варијација, создавајќи вселенско време во гравитациското поле на Сонцето.
Сончевата активност и сродните настани биле забележани уште од осмиот век п.н.е. Низ историјата, технологијата и методологијата на набљудување напредувале, а во 20 век, интересот за астрофизиката се зголемил и биле изградени многу сончеви телескопи. Пронајдокот на коронографот од 1931 година овозможил короната да биде проучувана на полна дневна светлина.
1 Сонце
Сонцето е ѕвезда која се наоѓа во средината на Сончевиот Систем. Тој е речиси совршено сферичен и се состои од топла плазма и магнетни полиња. Има пречник од околу 1,392,682 км, околу 109 пати поголема од онаа на Земјата, а нејзината маса (1.989 килограми, приближно 330.000 пати поголема од онаа на Земјата) сочинува околу 99,86% од вкупната маса на Сончевиот Систем. Хемиски, околу три четвртини од масата на Сонцето се состои од водород, додека остатокот е главно хелиум. Останатите 1,69% (еднакво на 5.600 пати поголема од масата на Земјата) се состојат од потешки елементи, вклучувајќи кислород, јаглерод, неон и железо.
Сонцето настанало пред околу 4,567 милијарди години од гравитациски пад на подрачје во рамки во голем молекуларен облак. Поголемиот дел од материјата е собрана во средината, додека остатокот е зарамнет во орбитален диск кој станал рамнотежа на Сончевиот Систем. Средишната маса станувала сè пожешка и густа, на крајот започнувајќи топлинскојадрено соединување во неговото јадро.
Сонцето е ѕвезда од главната низа од типот G (G2V) заснована на спектрална класа и неформално е означено како жолто џуџе бидејќи нејзиното видливо зрачење е најинтензивно во жолтозелениот дел од спектарот. Тоа е всушност бело, но од површината на Земјата изгледа жолто поради атмосферското расејување на сината светлина. Во ознаката за спектрална класа, G2 ја означува неговата површинска температура, од приближно 5770 (МАС прифатил во 2014 година мерка од 5772 ) и V покажува дека Сонцето, како и повеќето ѕвезди, е ѕвезда од главната низа и на тој начин ја создава неговата енергија преку спојување на водород во хелиум. Во неговото јадро, Сонцето спојува околу 620 милиони метрички тони водород секоја секунда.
Просечното растојание на Земјата од Сонцето е приближно 1 астрономска единица (околи 150,000,000 км), иако растојанието варира додека Земјата се движи од перихел во јануари до афел во јули. На ова просечно растојание, светлината патува од Сонцето до Земјата за околу 8 минути и 19 секунди. Енергијата на оваа сончева светлина го поддржува речиси целиот живот на Земјата со фотосинтеза, и ја поттикнува климата и времето на Земјата. Уште во 19 век, научниците немаа малку познавање за физичкиот состав на Сонцето и изворот на енергија. Ова разбирање сè уште е развивано; голем број на денешни аномалии во однесувањето на Сонцето остануваат необјаснети.
2 Сончев циклус
Многу сончеви појави периодично се менуваат во просечен интервал од околу 11 години. Овој сончев циклус влијае на сончевото зрачење и влијае на времето во вселената, земјиното/планетарносто време и климата.
Сончевиот циклус, исто така, го модулира флуксот на сончевото зрачење со кратка бранова должина, од ултравиолетови до рендгенски зраци и влијае на честотата на сончевите блесоци, исфрлањето на коронската маса и другите сончеви избувни појави.
3 Видови
3.1 Исфрлања на коронска маса
Исфрлање на коронска маса (ИКМ) е масивен изблик на сончев ветер и магнетни полиња што се издигнуваат над сончевата корона. Во близина на сончевите максимуми, Сонцето произведува околу три вакви исфрлања секој ден, додека сончевите минимум се одликуваат со околу еден на секои пет дена. ИКМ, заедно со сончевите блесоци од друго потекло, може да ги нарушат радиопреносите и да ги оштетат сателитите и телата на електричните далноводи, што резултира со потенцијално масовни и долготрајни прекини на електричната струја.
Исфрлањата на коронска маса често се појавуваат со други облици на сончева активност, особено сончеви блесоци, но не е воспоставена причинско-последична врска. Повеќето слаби блесоци немаат ИКМ; го прават најмоќните. Повеќето исфрлања потекнуваат од активните подрачја на површината на Сонцето, како што се групирањата на сончевите дамки поврзани со честите изливи. Други облици сончева активност кои често се поврзуваат со исфрлање на коронската маса се избувни протуберанции, коронско затемнување, коронски бранови и Моретонови бранови, наречени и сончеви цунамиња.
Магнетното повторно поврзување е одговорно за ИКМ и сончевите блесоци. Магнетно повторно поврзување е името дадено на преуредувањето на линиите на магнетното поле кога се споени две спротивно насочени магнетни полиња. Ова преуредување е придружено со ненадејно ослободување на енергија складирана во првично спротивно насочените полиња.
Кога ИКМ влијае на магнетосферата на Земјата, привремено го разобличува магнетното поле на Земјата, менувајќи ја насоката на иглите на компасот и предизвикувајќи големи електрични струи на земјата во самата Земја; ова е нарекувано геомагнетна бура и е светска појава. Влијанијата на ИКМ може да предизвикаат магнетно повторно поврзување во магнетоопашката на Земјата (полноќната страна на магнетосферата); ова ги лансира протоните и електроните надолу кон атмосферата на Земјата, каде што ја создаваат поларната светлина.
3.2 Блесоци
Сончевиот блесок е ненадеен блесок на светлина забележан над површината на Сонцето или на сончевата издаденост, што се толкува како ослободување енергија до 6 × 10<sup>25</sup> џули (околу една шестина од вкупната излезна енергија на Сонцето секоја секунда или 160 милијарди мегатони од еднаквост на ТНТ, над 25.000 пати повеќе енергија отколку што се ослободува од ударот на Шумејкер-Левиевата комета 9 со Јупитер). Може да биде проследено со исфрлање на коронска маса. Блесокот исфрла облаци од електрони, јони и атоми низ короната во вселената. Овие облаци обично стигнуваат до Земјата ден или два по настанот. Слични појави кај другите ѕвезди се познати како ѕвездени блесоци.
Сончевите блесоци силно влијаат на вселенското време во близина на Земјата. Тие можат да произведат струи на високо енергетски честички во сончевиот ветер, познат како настан на сончевиот протон . Овие честички можат да влијаат на магнетосферата на Земјата во облик на геомагнетна бура и да претставуваат опасност од зрачење за вселенските летала и астронаутите.
3.3 Настани од сончевиот протон
Сончевиот протонски настан (СПН) или „протонска бура“ се случува кога честичките (најчесто протоните) емитувани од Сонцето се забрзуваат или блиску до Сонцето за време на одблесокот или во меѓупланетарниот простор со удари на ИКМ. Настаните може да вклучуваат и други јадра како што се јони на хелиум и HZE јони. Овие честички предизвикуваат повеќекратни ефекти. Тие можат да навлезат во магнетното поле на Земјата и да предизвикаат јонизација во јоносферата. Ефектот е сличен со аурорните настани, освен што се вклучени протони наместо електрони. Енергетските протони се значителна опасност од зрачење за вселенските летала и астронаутите. Енергетските протони можат да стигнат до Земјата во рок од 30 минути по врвот на големиот блесок.
3.4 Протуберанција
Истакнувањето е голема, светла, гасовита особина што се протега нанадвор од површината на Сонцето, често во облик на јамка. Истакнувањата се закотвени на површината на Сонцето во фотосферата и се протегаат нанадвор во короната. Додека короната се состои од плазма со висока температура, која не испушта многу видлива светлина, проминенциите содржат многу поладна плазма, слична во составот на хромосферата.
Проминентната плазма е вообичаено сто пати поладна и погуста од коронската плазма. Истакнување се обликува со временски размери од околу еден земен ден и може да трае со недели или месеци. Некои протуберанции се распаѓаат и правата исфрлања на коронска маса.
Една вообичаена протуберанција се протега на многу илјадници километри; најголемата досега е проценета на над 800,000 км во должина – приближно сончевиот полупречник.
Кога една протуберанција е гледана наспроти Сонцето наместо кон просторот, се чини потемно од позадината. Оваа формација е нарекувано сончево влакно. Можно е проекцијата да биде и влакно и протуберанција. Некои испакнатини се толку моќни што ја исфрлаат материјата со брзини кои се движат од 60 км/с до повеќе од 1000 км/с. Останатите протуберанции прават огромни јамки или заоблени столбови од блескави гасови над сончевите дамки кои можат да достигнат височини од стотици илјади километри.
3.5 Сончеви дамки
Сончевите дамки се релативно темни области на зрачената „површина“ на Сонцето (фотосфера) каде што интензивната магнетна активност ја инхибира конвекцијата и ја лади фотосферата. Факулите се малку посветли области кои се образувани околу групите на сончевите дамки бидејќи повторно се воспоставува протокот на енергија кон фотосферата и нормалниот проток и енергијата попречена од сончевите дамки ја зголемуваат температурата на зрачењето на „површината“. Научниците почнале да шпекулираат за можните врски помеѓу сончевите дамки и сончевата светлина во 17 век. Намалувањето на сјајноста предизвикано од сончевите дамки (претежно < - 0,3%) е во корелација со зголемувањата (претежно < + 0,05%) предизвикани и од факулите кои се поврзани со активните подрачја, како и од магнетно активната „светла мрежа“.
Нето ефектот за време на периоди на зголемена сончева магнетна активност е зголемена сончева моќ на зрачење бидејќи факулите се поголеми и опстојуваат подолго од сончевите дамки. Спротивно на тоа, периодите на помала сончева магнетна активност и помалку сончеви дамки (како што е Маундеровиот минимум) може да бидат во корелација со времињата на пониско зрачење.
Активноста на сончевите дамки е мерена со помош на Волфовиот број околу 300 години. Овој индекс (исто така познат како циришки број) го користи и бројот на сончеви дамки и бројот на групи на сончеви дамки за да ги надополни варијациите во мерењето. Студијата од 2003 година покажала дека сончевите дамки биле почести почнувајќи од 1940-тите отколку во претходните 1150 години.
Сончевите дамки обично се појавуваат како парови со спротивен магнетен поларитет. Подробните набљудувања откриваат шеми, во годишните минимуми и максимални и во релативна местоположба. Како што продолжува секој циклус, географската ширина на дамките се намалува, од 30 на 45° до околу 7° по сончевиот максимум. Оваа ширина промена го следи Шпереровиот закон.
За да може сончевата дамка да биде видлива за човечкото око, таа мора да биде околу 50.000 км во пречник, покривајќи 2,000,000,000 квадратни км или 700 милионити дел од видливата површина. Во последните циклуси, околу 100 сончеви дамки или збиени групи на сончеви дамки се видливи од Земјата.
Сончевите дамки се шират и се собираат додека се движат и можат да патуваат со неколку стотици метри во секунда кога првпат ќе се појават.
3.6 Ветер
Сончевиот ветер е поток на плазма што се ослободува од горната атмосфера на Сонцето. Се состои главно од електрони и протони со енергија обично помеѓу 1,5 и 10 keV. Текот на честички варира по густина, температура и брзина со текот на времето и во текот на сончевата должина. Овие честички можат да избегаат од гравитацијата на Сонцето поради нивната висока енергија.
Сончевиот ветер е поделен на бавен сончев ветер и брз сончев ветер. Бавниот сончев ветер има брзина од околу 40 км/с, температура од 2 K и состав кој блиску се совпаѓа со короната. Брзиот сончев ветер има вообичаена брзина од 750 км/с, температура од 8 К и речиси се совпаѓа со фотосферата. Бавниот сончев ветер е двојно погуст и попроменлив по интензитет од брзиот сончев ветер. Бавниот ветер има посложена структура, со турбулентни региони и организација во поголем размер.
И брзиот и бавниот сончев ветер може да бидат прекинати со големи, брзо движечки изблици на плазма наречени меѓупланетарни исфрлања коронска маса. Тие предизвикуваат ударни бранови во тенката плазма на хелиосферата, создавајќи електромагнетни бранови и забрзувајќи честички (најчесто протони и електрони) за да формираат дождови од јонизирачко зрачење што му претходат на исфрлањата коронска маса.
4 Ефекти
4.1 Време во вселената
Времето во вселената е просторна состојба во Сончевиот Систем, вклучувајќи го и сончевиот ветер. Проучувано е особено околу Земјата, вклучувајќи ги условите од магнетосферата до јоносферата и термосферата . Времето во вселената е различно од земјиното време на тропосферата и стратосферата. Поимот бил користен дури во 1990-тите. Пред тоа време, ваквите појави биле сметани за дел од физиката или аерономијата.
4.1.1 Сончеви бури
Сончевите бури се предизвикани од пореметувања на Сонцето, најчесто коронски облаци поврзани со исфрлањето коронска маса од сончевите блесоци кои произлегуваат од активните подрачја на сончеви дамки, или поретко од коронски дупки . Сонцето може да произведе интензивни геомагнетни и протонски бури способни да предизвикаат прекини на електрична струја, прекини или прекини на комуникациите (вклучувајќи ги ГПС системите) и привремено/трајно оневозможување на сателитите и другата вселенска технологија. Сончевите бури може да бидат опасни за авијацијата на висока географска широчина, висока надморска височина и за екипажните вселенски летови. Геомагнетните бури предизвикуваат поларни светлини.
Најзначајната позната сончева бура се случила во септември 1859 година и е позната како Карингтонов настан.
4.1.2 Поларна светлина
Поларната светлина (аврора) е природен приказ на светлина на небото, особено во регионите со голема географска ширина (Арктик и Антарктик), во облик на голем круг околу полот. Таа е предизвикана од судирот на сончевиот ветер и наелектризираните магнетосферски честички со атмосферата на голема надморска височина (термосфера).
Повеќето аурори се појавуваат во појасот познат како поларносветлинска зона, кој е вообичаено широка од 3° до 6° во географска ширина и забележан на 10° до 20° од геомагнетните полови на сите географски должини, но најчесто најживо околу пролетната и есенската рамноденица. Наелектризираните честички и сончевиот ветер се насочени во атмосферата преку магнетосферата на Земјата. Геомагнетната бура ја проширува поларносветлинската зона на пониски географски широчини.
Поларните светлини се поврзани со сончевиот ветер. Магнетното поле на Земјата ги заробува нејзините честички, од кои многу патуваат кон половите каде што се забрзани кон Земјата. Судирите меѓу овие јони и атмосферата ослободуваат енергија во облик на поларни светлини кои се појавуваат во големи кругови околу половите. Поларните светлини се почести и посветли за време на интензивната фаза на сончевиот циклус кога исфрлањата коронска маса го зголемуваат интензитетот на сончевиот ветер.
4.1.3 Геомагнетна бура
Геомагнетна бура е привремено нарушување на магнетосферата на Земјата предизвикано од ударен бран од сончев ветер и/или облак од магнетно поле што е во заемодејство со магнетното поле на Земјата. Зголемувањето на притисокот на сончевиот ветер ја притиска магнетосферата и магнетното поле на сончевиот ветер е во заемодејство со магнетното поле на Земјата за да пренесе зголемена енергија во магнетосферата. Двете заемодејства го зголемуваат движењето на плазмата низ магнетосферата (водени од зголемените електрични полиња) и ја зголемуваат електричната струја во магнетосферата и јоносферата.
Нарушувањето во меѓупланетарниот медиум што предизвикува бура може да се должи на исфрлање коронска маса или проток со голема брзина (взаемновртежно заемодејствувачко подрачје или ВЗП) на сончевиот ветер што потекнува од подрачје со слабо магнетно поле на сончевата површина. Честотата на геомагнетни бури се зголемува и се намалува со циклусот на сончевите дамки. Бурите управувани од ИКМ се почести за време на сончевиот максимум на сончевиот циклус, додека бурите управувани од ВЗП се почести за време на сончевиот минимум.
Неколку вселенски временски појави се поврзани со геомагнетни бури. Тие вклучуваат настани од сончевата енергетска честичка (СЕЧ), геомагнетно индуцирани струи (ГИС), јоносферски нарушувања кои предизвикуваат радио и радарска сцинтилација, нарушување на навигацијата на компасот и приказите на поларниот свет на многу пониски географски широчини од нормалното. Геомагнетната бура од 1989 година поттикна струи предизвикани од тлото кои го нарушиле распространувањето електрична енергија низ поголемиот дел од покраината Квебек и предизвикале поларни светлини дури на југ до Тексас.
4.1.4 Ненадејно јоносферско нарушување
Ненадејно јоносферско нарушување (НЈН) е ненормално висока јонизација/густина на плазмата во регионот D на јоносферата предизвикана од сончев блесок. НЈН резултира со ненадејно зголемување на примањето радио бранови што е најтешко во опсегот на горната средна честота (MF) и долната висока честота (HF), и како резултат често ги прекинува или пречи на телекомуникациските системи.
4.1.5 Геомагнетно индуцирани струи
Геомагнетно индуцираните струи се приказ на вселенското време на ниво на земја, кои влијаат на нормалното функционирање на долгите електрични спроводнички системи. За време на вселенските временски настани, електричните струи во магнетосферата и јоносферата доживуваат големи варијации, кои се прикажуваат и во магнетното поле на Земјата. Овие варијации индуцираат струи (ГИС) во земните проводници. Електричните преносни мрежи и закопаните цевководи се вообичаени примери на такви системи за проводници. ГИС може да предизвика проблеми како што се зголемена корозија на цевководниот челик и оштетени високонапонски енергетски трансформатори.
4.2 Јаглерод-14
Производството на јаглерод-14 (радиојаглерод: <sup>14</sup>C) е поврзано со сончевата активност. Јаглерод-14 се создаван во горната атмосфера кога бомбардирањето со космички зраци на атмосферски азот (<sup>14</sup>N) предизвикало азотот да претрпи β+ распад, со што бил преобразен во необичен изотоп на јаглерод со атомска тежина од 14, наместо почестиот 12. Бидејќи галактичките космички зраци се делумно исклучени од Сончевиот Систем со надворешното движење на магнетните полиња во сончевиот ветер, зголемената сончева активност го намалува производството на <sup>14</sup>C.
Концентрацијата на атмосферски <sup>14</sup>C е помала за време на сончевите максимуми и повисока за време на сончевите минимуми. Со мерење на заробените <sup>14</sup>C во дрво и броење на прстените на дрвјата, може да биде мерено и датирано настанувањето радиојаглерод во однос на неодамнешното дрво. Реконструкцијата на изминатите 10.000 години покажува дека производството на <sup>14</sup>C било многу поголемо за време на средината на холоценот пред 7.000 години и се намалило до пред 1.000 години. Покрај варијациите во сончевата активност, долгорочните трендови во производството на јаглерод-14 се под влијание на промените во геомагнетното поле на Земјата и од промените во циклусот на јаглеродот во биосферата (особено оние поврзани со промените во обемот на вегетација помеѓу ледените доба ).
4.3 Клима
Додека сончевата активност била главен двигател на климатските промени во текот на геолошкиот период, нејзината улога во затоплувањето што започна во дваесеттиот век се чини дека не била значајна.
5 Историја на набљудување
Сончевата активност и сродните настани редовно се бележани уште од времето на Вавилонците. Раните записи ги опишале затемнувањата на Сонцето, короната и сончевите дамки.
Набргу по пронаоѓањето на телескопите, во раните 1600-ти, астрономите почнале да го набљудуваат Сонцето. Томас Хариот бил првиот што ги забележал сончевите дамки, во 1610 година. Набљудувачите ги потврдиле помалку честите сончеви дамки и поларните зраци за време на Маундеровиот минимум.
Сончевата спектрометрија започнала во 1817 година. Рудолф Волф собрал набљудувања на сончевите дамки уште во циклусот во 1755-1766 година. Тој воспоставил релативна формулација за број на сончеви дамки (Волфовиот или циришки број на сончеви дамки) која станала стандардна мерка. Околу 1852 година, Сејбин, Волф, Готје и фон Ламон независно нашле врска помеѓу сончевиот циклус и геомагнетната активност.
На 2 април 1845 година, Физо и Фуко првпат го фотографирале Сонцето. Фотографијата помогнала во проучувањето на сончевите протуберанции, гранулација, спектроскопија и затемнување на Сонцето.
На 1 септември 1859 година, Ричард К. Карингтон и одделно Р. Хоџсон првпат забележале сончев блесок. Карингтон и Густав Спорер откриле дека Сонцето покажува диференцијалн вртење и дека надворешниот слој мора да биде течен.
Во 1907-08 година, Џорџ Елери Хејл го открил магнетниот циклус на Сонцето и магнетната природа на сончевите дамки. Хејл и неговите колеги подоцна ги заклучиле законите за поларитетот на Хејл кои го опишале неговото магнетно поле.
Пронајдокот на коронографот на Бернард Лиот од 1931 година, дозволил короната да биде проучувана на полна дневна светлина.
Сонцето било, до 1990-тите, единствената ѕвезда чија површина била разрешена. Други големи достигнувања вклучуваат разбирање на:* Јамки што емитуваат рендгенски зраци (на пример, од сателитот „Јохкох“)
* Корона и сончев ветер (на пример, од Сончевата и хелиосферна набљудувачница)
* Варијанција на сончевата светлина со нивото на активност и верификација на овој ефект кај други ѕвезди од сончевиот тио (на пример, од ACRIM)
* Интензивната спикулна состојба на магнетните полиња на видливата површина на ѕвезда како Сонцето (на пример, од сателитот Хиноде)
* Присуството на магнетни полиња од 0,5 × 10<sup>5</sup> до 1 × 10<sup>5</sup> гаус во основата на проводната зона, веројатно во некој спикулен облик, заклучено од динамиката на растечките снопови на азимутен флукс.
* Емисија на електронско неутрино на ниско ниво од јадрото на Сонцето.
Во доцниот дваесетти век, сателитите почнале да го набљудуваат Сонцето, обезбедувајќи многу сознанија. На пример, модулацијата на сончевата светлина од магнетно активните подрачја била потврдена со сателитски мерења на вкупното сончево зрачење со опитот ACRIM1 на Мисијата за сончев максимум (лансирана во 1980 година).
6 Поврзано
*** Список на статии поврзани со Сонцето
* Основи на астрономијата
* Зрачно лебдење
* Сончев циклус
7 Дополнителна литература
******* Hugh Hudson Scholarpedia, 3(3):3967. doi:10.4249/scholarpedia.3967