Atmosfer Matahari didominasi oleh ritme pasang surut aktivitas yang indah. Bintik matahari, yang terbesar yang terlihat bahkan tanpa teleskop, adalah area medan magnet yang sangat kuat di permukaan bintang. Bintik dewasa yang khas berwarna putih dan berbentuk bunga aster. Ini terdiri dari inti pusat gelap yang disebut umbra, yang merupakan lingkaran fluks magnet yang memanjang secara vertikal dari bawah, dan cincin serat yang lebih ringan di sekitarnya, yang disebut penumbra, di mana medan magnet memanjang keluar secara horizontal.
Bintik Matahari
Pada awal abad kedua puluh. George Ellery Hale, menggunakan teleskop barunya untuk mengamati aktivitas matahari secara real time, menemukan bahwa spektrum bintik matahari mirip dengan bintang tipe-M merah dingin. Dengan demikian, ia menunjukkan bahwa bayangan tampak gelap karena suhunya hanya sekitar 3000 K, jauh lebih rendah dari suhu sekitar 5800 K.fotosfer. Tekanan magnet dan gas di tempat harus menyeimbangkan tekanan di sekitarnya. Itu harus didinginkan sehingga tekanan internal gas menjadi jauh lebih rendah daripada tekanan eksternal. Di area "dingin" adalah proses intensif. Bintik matahari didinginkan oleh penekanan konveksi, yang mentransfer panas dari bawah, oleh medan yang kuat. Untuk alasan ini, batas bawah ukurannya adalah 500 km. Bintik-bintik yang lebih kecil dengan cepat dipanaskan oleh radiasi ambien dan dihancurkan.
Meskipun tidak ada konveksi, ada banyak gerakan terorganisir di tambalan, sebagian besar di tempat teduh parsial di mana garis horizontal bidang memungkinkannya. Contoh gerakan tersebut adalah efek Evershed. Ini adalah aliran dengan kecepatan 1 km/s di bagian luar penumbra, yang melampaui batasnya dalam bentuk benda bergerak. Yang terakhir adalah elemen medan magnet yang mengalir ke luar di atas wilayah di sekitar tempat itu. Di kromosfer di atasnya, aliran Evershed terbalik muncul sebagai spiral. Setengah bagian dalam penumbra bergerak menuju bayangan.
Bintik matahari juga berfluktuasi. Ketika sepetak fotosfer yang dikenal sebagai "jembatan cahaya" melintasi bayangan, ada aliran horizontal yang cepat. Meskipun medan bayangan terlalu kuat untuk memungkinkan pergerakan, ada osilasi cepat dengan periode 150 detik di kromosfer tepat di atasnya. Di atas penumbra ada yang disebut. gelombang berjalan yang merambat secara radial ke luar dengan periode 300 detik.
Jumlah bintik matahari
Aktivitas matahari secara sistematis melewati seluruh permukaan bintang antara 40°lintang, yang menunjukkan sifat global dari fenomena ini. Meskipun fluktuasi yang signifikan dalam siklus, secara keseluruhan mengesankan teratur, sebagaimana dibuktikan oleh urutan mapan dalam posisi numerik dan lintang dari bintik matahari.
Pada awal periode, jumlah kelompok dan ukurannya meningkat pesat hingga setelah 2-3 tahun jumlah maksimum tercapai, dan setelah tahun berikutnya - area maksimum. Masa hidup rata-rata suatu kelompok adalah sekitar satu kali rotasi Matahari, tetapi kelompok kecil hanya dapat bertahan selama 1 hari. Kelompok bintik matahari terbesar dan letusan terbesar biasanya terjadi 2 atau 3 tahun setelah batas bintik matahari tercapai.
Dapat memiliki hingga 10 grup dan 300 tempat, dan satu grup dapat memiliki hingga 200. Jalannya siklus mungkin tidak teratur. Bahkan mendekati maksimum, jumlah bintik matahari sementara dapat berkurang secara signifikan.
siklus 11 tahun
Jumlah bintik matahari kembali ke minimum setiap 11 tahun. Pada saat ini, ada beberapa formasi kecil serupa di Matahari, biasanya di lintang rendah, dan selama berbulan-bulan mungkin tidak ada sama sekali. Bintik matahari baru mulai muncul di lintang yang lebih tinggi, antara 25° dan 40°, dengan polaritas yang berlawanan dari siklus sebelumnya.
Pada saat yang sama, bintik-bintik baru dapat muncul di garis lintang tinggi dan titik-titik lama di garis lintang rendah. Bintik-bintik pertama dari siklus baru kecil dan hidup hanya beberapa hari. Karena periode rotasi adalah 27 hari (lebih lama di lintang yang lebih tinggi), mereka biasanya tidak kembali, dan yang lebih baru lebih dekat ke khatulistiwa.
Untuk siklus 11 tahunkonfigurasi polaritas magnet kelompok bintik matahari adalah sama di belahan bumi tertentu dan berlawanan arah di belahan bumi lainnya. Itu berubah pada periode berikutnya. Dengan demikian, bintik matahari baru di lintang tinggi di belahan bumi utara dapat memiliki polaritas positif dan kemudian polaritas negatif, dan kelompok dari siklus sebelumnya di lintang rendah akan memiliki orientasi yang berlawanan.
Secara bertahap, bintik-bintik lama menghilang, dan bintik-bintik baru muncul dalam jumlah dan ukuran besar di garis lintang yang lebih rendah. Distribusinya berbentuk kupu-kupu.
Siklus penuh
Karena konfigurasi polaritas magnet gugus bintik matahari berubah setiap 11 tahun, ia kembali ke nilai yang sama setiap 22 tahun, dan periode ini dianggap sebagai periode siklus magnet lengkap. Pada awal setiap periode, medan total Matahari, yang ditentukan oleh medan dominan di kutub, memiliki polaritas yang sama dengan bintik-bintik sebelumnya. Saat daerah aktif putus, fluks magnet dibagi menjadi beberapa bagian dengan tanda positif dan negatif. Setelah banyak bintik muncul dan menghilang di zona yang sama, terbentuk daerah unipolar besar dengan satu tanda atau lainnya, yang bergerak menuju kutub Matahari yang sesuai. Selama setiap minimum di kutub, fluks polaritas berikutnya di belahan bumi itu mendominasi, dan ini adalah bidang yang terlihat dari Bumi.
Tetapi jika semua medan magnet seimbang, bagaimana mereka terbagi menjadi daerah unipolar besar yang mengatur medan kutub? Pertanyaan ini belum dijawab. Bidang yang mendekati kutub berputar lebih lambat daripada bintik matahari di wilayah khatulistiwa. Akhirnya medan lemah mencapai kutub dan membalikkan medan dominan. Ini membalikkan polaritas yang harus diambil oleh tempat-tempat terdepan dari kelompok-kelompok baru, sehingga melanjutkan siklus 22 tahun.
Bukti sejarah
Meskipun siklus aktivitas matahari cukup teratur selama beberapa abad, ada variasi yang signifikan di dalamnya. Pada tahun 1955-1970, bintik matahari lebih banyak di belahan bumi utara, dan pada tahun 1990 mendominasi di selatan. Dua siklus tersebut, yang mencapai puncaknya pada tahun 1946 dan 1957, merupakan yang terbesar dalam sejarah.
Astronom Inggris W alter Maunder menemukan bukti untuk periode aktivitas magnetik matahari yang rendah, yang menunjukkan bahwa sangat sedikit bintik matahari yang diamati antara tahun 1645 dan 1715. Meskipun fenomena ini pertama kali ditemukan sekitar tahun 1600, beberapa penampakan tercatat selama periode ini. Periode ini disebut minimum Mound.
Pengamat berpengalaman melaporkan munculnya sekelompok tempat baru sebagai peristiwa besar, mencatat bahwa mereka tidak melihatnya selama bertahun-tahun. Setelah 1715 fenomena ini kembali. Itu bertepatan dengan periode terdingin di Eropa 1500-1850. Namun, hubungan antara fenomena ini belum terbukti.
Ada beberapa bukti untuk periode serupa lainnya pada interval kira-kira 500 tahun. Ketika aktivitas matahari tinggi, medan magnet kuat yang dihasilkan oleh angin matahari menghalangi sinar kosmik galaksi berenergi tinggi yang mendekati Bumi, menghasilkan lebih sedikitpembentukan karbon-14. Pengukuran 14С di lingkaran pohon menegaskan aktivitas Matahari yang rendah. Siklus 11 tahun tidak ditemukan sampai tahun 1840-an, jadi pengamatan sebelum waktu itu tidak teratur.
Daerah sementara
Selain bintik matahari, ada banyak dipol kecil yang disebut daerah aktif sementara yang rata-rata ada kurang dari sehari dan ditemukan di seluruh Matahari. Jumlah mereka mencapai 600 per hari. Meskipun wilayah fana kecil, mereka dapat membuat sebagian besar fluks magnet matahari. Tetapi karena mereka netral dan agak kecil, mereka mungkin tidak berperan dalam evolusi siklus dan model medan global.
Prominences
Ini adalah salah satu fenomena terindah yang dapat diamati selama aktivitas matahari. Mereka mirip dengan awan di atmosfer bumi, tetapi didukung oleh medan magnet daripada fluks panas.
Plasma ion dan elektron yang membentuk atmosfer matahari tidak dapat melintasi garis medan horizontal, meskipun ada gaya gravitasi. Penonjolan terjadi pada batas antara polaritas yang berlawanan, di mana garis-garis medan berubah arah. Dengan demikian, mereka adalah indikator yang dapat diandalkan untuk transisi bidang yang tiba-tiba.
Seperti di kromosfer, penonjolan transparan dalam cahaya putih dan, dengan pengecualian gerhana total, harus diamati di Hα (656, 28 nm). Selama gerhana, garis merah Hα memberikan warna merah muda yang indah pada tonjolan tersebut. Kepadatannya jauh lebih rendah daripada fotosfer, karena terlalubeberapa tabrakan. Mereka menyerap radiasi dari bawah dan memancarkannya ke segala arah.
Cahaya yang terlihat dari Bumi selama gerhana tidak memiliki sinar naik, sehingga penonjolan tampak lebih gelap. Tetapi karena langit bahkan lebih gelap, mereka tampak cerah dengan latar belakangnya. Suhu mereka 5000-50000 K.
Jenis penonjolan
Ada dua jenis penonjolan utama: tenang dan transisi. Yang pertama dikaitkan dengan medan magnet skala besar yang menandai batas-batas wilayah magnet unipolar atau kelompok bintik matahari. Karena daerah seperti itu hidup untuk waktu yang lama, hal yang sama berlaku untuk tempat yang tenang. Mereka dapat memiliki berbagai bentuk - pagar, awan gantung atau corong, tetapi mereka selalu dua dimensi. Filamen stabil sering menjadi tidak stabil dan meletus, tetapi juga bisa menghilang begitu saja. Penonjolan yang tenang hidup selama beberapa hari, tetapi penonjolan baru dapat terbentuk di batas magnet.
Penonjolan sementara merupakan bagian integral dari aktivitas matahari. Ini termasuk jet, yang merupakan massa material yang tidak teratur yang dikeluarkan oleh suar, dan gumpalan, yang merupakan aliran emisi kecil yang terkolimasi. Dalam kedua kasus tersebut, sebagian materi kembali ke permukaan.
Penonjolan berbentuk lingkaran adalah konsekuensi dari fenomena ini. Selama flare, aliran elektron memanaskan permukaan hingga jutaan derajat, membentuk tonjolan koronal yang panas (lebih dari 10 juta K). Mereka memancar dengan kuat, didinginkan, dan kehilangan dukungan, turun ke permukaan dalam bentukloop elegan, mengikuti garis gaya magnet.
Flash
Fenomena paling spektakuler yang terkait dengan aktivitas matahari adalah flare, yang merupakan pelepasan energi magnet yang tajam dari wilayah bintik matahari. Meskipun energinya tinggi, kebanyakan dari mereka hampir tidak terlihat dalam rentang frekuensi yang terlihat, karena emisi energi terjadi di atmosfer transparan, dan hanya fotosfer, yang mencapai tingkat energi yang relatif rendah, yang dapat diamati dalam cahaya tampak.
Flare paling baik terlihat di garis Hα, di mana kecerahannya bisa 10 kali lebih besar daripada di kromosfer tetangga, dan 3 kali lebih tinggi daripada di kontinum sekitarnya. Di Hα, suar besar akan menutupi beberapa ribu cakram matahari, tetapi hanya beberapa titik terang kecil yang muncul dalam cahaya tampak. Energi yang dilepaskan dalam hal ini dapat mencapai 1033 erg, yang sama dengan keluaran seluruh bintang dalam 0,25 detik. Sebagian besar energi ini awalnya dilepaskan dalam bentuk elektron dan proton berenergi tinggi, dan radiasi tampak adalah efek sekunder yang disebabkan oleh tumbukan partikel pada kromosfer.
Jenis wabah
Rentang ukuran semburan api sangat luas - dari raksasa, membombardir Bumi dengan partikel, hingga nyaris tak terlihat. Mereka biasanya diklasifikasikan berdasarkan fluks sinar-X terkait dengan panjang gelombang dari 1 hingga 8 angstrom: Cn, Mn atau Xn untuk lebih dari 10-6, 10-5dan 10-4 W/m2 masing-masing. Jadi M3 di Bumi sesuai dengan fluks 3×10-5 W/m2. Indikator ini tidak linier karena hanya mengukur puncak dan bukan radiasi total. Energi yang dilepaskan dalam 3-4 suar terbesar setiap tahun setara dengan jumlah energi yang lainnya.
Jenis partikel yang diciptakan oleh kilatan berubah tergantung pada tempat percepatannya. Tidak ada cukup bahan antara Matahari dan Bumi untuk tumbukan pengion, sehingga mereka mempertahankan keadaan ionisasi aslinya. Partikel yang dipercepat di korona oleh gelombang kejut menunjukkan ionisasi koronal tipikal sebesar 2 juta K. Partikel yang dipercepat di badan flare memiliki ionisasi yang jauh lebih tinggi dan konsentrasi He3 yang sangat tinggi, isotop langka dari helium hanya dengan satu neutron.
Sebagian besar flare besar terjadi di sejumlah kecil kelompok bintik matahari besar yang hiperaktif. Grup adalah kelompok besar dari satu polaritas magnet yang dikelilingi oleh kebalikannya. Meskipun prediksi aktivitas suar matahari dimungkinkan karena keberadaan formasi seperti itu, para peneliti tidak dapat memprediksi kapan mereka akan muncul, dan tidak tahu apa yang menghasilkannya.
Dampak Bumi
Selain memberikan cahaya dan panas, Matahari berdampak pada Bumi melalui radiasi ultraviolet, aliran angin matahari yang konstan, dan partikel dari semburan besar. Radiasi ultraviolet menciptakan lapisan ozon, yang pada gilirannya melindungi planet ini.
Sinar-X lembut (panjang gelombang panjang) dari korona matahari menciptakan lapisan ionosfer yang membuatkemungkinan komunikasi radio gelombang pendek. Pada hari-hari aktivitas matahari, radiasi dari korona (bervariasi perlahan) dan flare (impulsif) meningkat untuk menciptakan lapisan reflektif yang lebih baik, tetapi kepadatan ionosfer meningkat hingga gelombang radio diserap dan komunikasi gelombang pendek terhambat.
Lebih keras (panjang gelombang lebih pendek) Pulsa sinar-X dari flare mengionisasi lapisan terendah ionosfer (lapisan D), menciptakan emisi radio.
Medan magnet bumi yang berputar cukup kuat untuk menghalangi angin matahari, membentuk magnetosfer tempat partikel dan medan mengalir di sekitarnya. Di sisi yang berlawanan dengan termasyhur, garis-garis medan membentuk struktur yang disebut bulu-bulu atau ekor geomagnetik. Ketika angin matahari meningkat, ada peningkatan tajam di bidang bumi. Ketika medan antarplanet beralih ke arah yang berlawanan dengan Bumi, atau ketika awan partikel besar menabraknya, medan magnet di bulu-bulu bergabung kembali dan energi dilepaskan untuk menciptakan aurora.
Badai magnet dan aktivitas matahari
Setiap kali lubang korona besar mengorbit Bumi, angin matahari berakselerasi dan badai geomagnetik terjadi. Ini menciptakan siklus 27 hari, terutama terlihat pada titik minimum matahari, yang memungkinkan untuk memprediksi aktivitas matahari. Suar besar dan fenomena lainnya menyebabkan lontaran massa koronal, awan partikel energik yang membentuk arus cincin di sekitar magnetosfer, menyebabkan fluktuasi tajam di medan bumi, yang disebut badai geomagnetik. Fenomena ini mengganggu komunikasi radio dan menciptakan lonjakan listrik pada saluran jarak jauh dan konduktor panjang lainnya.
Mungkin yang paling menarik dari semua fenomena duniawi adalah kemungkinan dampak aktivitas matahari pada iklim planet kita. Minimum Mound tampaknya masuk akal, tetapi ada efek lain yang jelas. Sebagian besar ilmuwan percaya bahwa ada hubungan penting, yang ditutupi oleh sejumlah fenomena lain.
Karena partikel bermuatan mengikuti medan magnet, radiasi sel tidak diamati di semua suar besar, tetapi hanya di belahan barat Matahari. Garis gaya dari sisi baratnya mencapai Bumi, mengarahkan partikel ke sana. Yang terakhir sebagian besar adalah proton, karena hidrogen adalah unsur penyusun matahari yang dominan. Banyak partikel yang bergerak dengan kecepatan 1000 km/s detik menciptakan gelombang kejut depan. Aliran partikel berenergi rendah dalam flare besar begitu kuat sehingga mengancam kehidupan para astronot di luar medan magnet Bumi.
