Сунчева активност
Сунчева активност се манифестује у разним облицима како на површини, тако и у унутрашњости Сунца, али узрок за сву Сунчеву активност је магнетно поље. Сви облици активности имају циклични карактер. Разликују се фазе мирног и активног Сунца, које су посебно изражене у хромосфери и корони. У различитим фазама, Сунце и зрачи другачије, а највећа разлика се примећује у X-спектру. У радио спектру се примећује разлика и у карактеру зрачења које може бити нетермално.
Активност Сунца се дели на три подгрупе, у зависности од тога где се одређена активност појављује, па се тако разликује Сунчева активност на фотосфери, хромосфери и корони.
Облици Сунчеве активности на фотосфери[уреди | уреди извор]
Два најважнија облика Сунчеве активности на фотосфери су Сунчеве пеге и факуле.
Сунчеве пеге[уреди | уреди извор]
Сунчеве пеге су тамне тачке или поре на Сунчевој површини у којима је температура нижа него у околној фотосфери.
То су привремене појаве на површини Сунца које живе неколико недеља, виде се као тамне тачке у односу на околна подручја и могу бити видљиве са Земље и без помоћи телескопа. Сунчеве пеге су последице високо концентрисаног магнетног поља које је нешто хладније од околне површине Сунца и то је разлог зашто их видимо као тамнија подручја. Сунчеве пеге се обично јављају у паровима као пега водиља и пега пратиља и обе стварају веома снажно магнетно поље супротног поларитета.[1]
Максимумом и минимумом Сунчеве активности називају се тренуци када на Сунцу има највећи и најмањи број пега, респективно. Период између два минимума је циклус Сунчеве активности и он траје око 11 година.
Факуле[уреди | уреди извор]
Факуле су гушће, топлије и сјајније области од саме фотосфере, јављају се око Сунчевих пега.
Факуле су топлије области од просечне топлоте фотосфере, а чак и када су ослабљене хладнијим Сунчевим пегама, факуле изазивају укупно повећање Сунчевог зрачења од око 0,1%. Поред факула, јављају се и Сунчеве плаже. Стога, Сунце производи мање топлоте и светла када нема пега, што може изазвати појаве попут малих ледених доба.[2] Факуле су светле области у фотосфери. Везане су са слабим магнетним пољима и сјајније су од околне фотосфере у просеку за 20%. Визуелно их можемо посматрати само близу рубова диска, захваљујући томе што ће се рубови затамнити и то ће довести до појачања контраста.
Факуле су тесно повезане са пегама. Све пеге се јављају у факуларним пољима, мада постоје факуле без пега. Животни век факула траје око два месеца, а факуле са пегама могу трајати и више месеци.[3]
Короналне експлозије[уреди | уреди извор]
Короналне експлозије су млазеви масе који избијају из короне преко експлозија соларних ветрова и магнетног поља који се подижу из короне. Обично се могу видети оптичким коронографом. Највећи број ерупција долази са места на којима су груписане Сунчеве пеге, тј. са области на којима има флерова. Претпоставља се да су короналне експлозије у вези са флеровима, иако до данас конкретна веза није пронађена. Короналне експлозије су повезане са великим променима и дистурбацијама короналног магнетног поља.
Учесталост короналних експлозија зависи од Сунчевог циклуса, па се тако у време Сунчевог максимума дешавају 3 експлозије на дан, док за време минимума избија по једна експлозија у периоду од пет дана.
Короналном експлозијом избацује се велика количина материје и радијативног зрачења ван короне. Материја се ерупцијом може избацити или у Сунчеву атмосферу, или чак ван целог Сунца, у свемир. Избачена плазма се већински састоји од протона и електрона.
Грануле[уреди | уреди извор]
Грануле су најмања правилна кретања Сунчеве материје на Сунцу. Њихова температура износи око 400—-500 К, пречник им је приближно 1.000 км, а брзина којом се крећу 1 km/s. Грануле се налазе у централном делу Сунчевог диска и то дубљим слојевима фотосфере. Њихов животни век аналогни је води која кључа. Гас се пење у централном делу грануле јер је ту плазма топлија, попут једног мехура у кључалој води кад се топли ваздух подиже према површини. Када стигне до површине, рубови су тамнији од централног дела, а у контакту са хладнијом материјом, он се хлади, те самим тим попут мехура ишчезава. Животни век једне грануле, односно период који је потребан да гас крене од централног дела диска до површине износи просечно 10 минута.
Супергрануле[уреди | уреди извор]
Супергрануле су грануле већих димензија, пречника око 30.000 км. Попут гранула, оне су типичан пример конвективних ћелија на Сунчевој површини. Вертикална брзина кретања кроз Сунце им је мања од брзине гранула и износи неколико стотина метара у секунди. Међутим, за разлику од гранула, супергрануле су распоређене по целом Сунчевом диску и у сваком тренутку их има око две хиљаде.
Супергрануле су дуго време биле тумачене као конвекција на већој скали и нису биле сматране посебном врстом Сунчеве активности. I данас постоје различита мишљења о томе да ли су грануле и супергрануле иста или различита врста Сунчеве активности, а често заступљена подела на грануле су:
- грануле (пречника 150—2.500 км),
- мезогрануле (5.000—10.000 км)
- супергрануле (преко 20.000 км)
Начин живота супергранула је сличан начину живота гранула, али век им је знатно дужи и траје око око 24 сата. Магнетно поље им је концентрисано око рубова супергранула, а плазма која извире у њиховим средиштима је делимично јонизована, тако да се тиме објашњава нагомилавање магнетног поља око рубова ћелија.
Облици Сунчеве активности у хромосфери[уреди | уреди извор]
У хромосфери се јављају две врсте Сунчеве активности:
- Протуберанце су млазеви хромосферске плазме у корони
- Ерупције или флерови су краткотрајни блескови који се јављају изнад места где се у фотосфери налазе пеге
Протуберанце[уреди | уреди извор]
Протуберанце изгледају као пламенови гаса у Сунчевој атмосфери видљиви изван обода Сунчевог диска, а на Сунчевом диску изгледају као тамни филаменти на сјајнијој површини Сунца.
Протуберанце имају значајно мању температуру и око 100 пута већу густину од околног гаса у корони. Без обзира на то, њихова густина није довољна за емитовање континуалног спектра. Видљиво зрачење из протуберанци састоји се углавном од емисионих линија водоника и јонизованог калцијума и, изузев током потпуних помрачења Сунца, протуберанце се посматрају у монохроматској светлости.
Постоје две врсте протуберанци, мирне и активне. Мирне протуберанце трају више недеља или чак месеци са релативно мало промена на њима, док активне протуберанце се мењају интезивно током времена и значајно су краћег века.[4]
Ерупције[уреди | уреди извор]
Ерупције или флерови су изненадни краткотрајни блескови у хромосфери који се појављују изнад групе пега и имају малу површину. Могу се посматрати у монохроматској светлости, а ретко у белој. Иако су откривене 1882. да би се потпуно разумеле, било је потребно измерити зрачење и у УВ, X и γ спектру.
Енергија за ерупцију потиче од непотенцијалног магнетног поља и због анихилације магнетног поља, долази до експлозивног ослобађања енергије. Ерупција почиње нагло, достиже максимум за неколико минута, а њено трајање је око једног сата. Последице ерупције се огледају у измењеној структури магнетног поља.
Процеси који се одвијају током ерупција су сложени. Геоматерија магнетног поља интерагује са плазмом, те се наелектрисане честице убрзавају до релативистичких брзина. Њиховим кочењем долази до појављивања нетермалног зрачења, а јављају се и ударни таласи.
Облици Сунчеве активности на корони[уреди | уреди извор]
- Короналне рупе су области у корони са мањом густином и температуром од просечне.
- Короналне петље су топле и густе области у облику петље које се налазе дуж линија магнетног поља.
- Короналне експлозије су масивни млазеви Сунчеве плазме који избијају из короне у Сунчеву атмосферу или и даље, у међузвездани простор.
Короналне рупе[уреди | уреди извор]
Короналне рупе су области у корони Сунца где су густина и температура плазме мање око 10 пута од густине других делова короне. Величина короналних рупа се креће од 10 хиљада килфометара до стотина хиљада километара. Мање рупе су много чешће и јављају се на сваких пар сати, док се велике јављају једном у неколико година.
Соларни ветар највише отиче са Сунца управо кроз короналне рупе. Недостатак материје у областима короналних рупа последица је чињенице да гас може слободно да отиче у околни простор великом брзином, вођен поремећајима у атмосфери и магнетном пољу Сунца. На местима где се налазе короналне рупе, линије магнетног поља су готово отворене, те се простиру од површине Сунца и залазе далеко у међупланетарни простор. Наелектрисане честице настоје да прате линије магнетног поља и због тога напуштају површину Сунца. У другим деловима короне линије магнетног поља остају ближе површини Сунца и тако задржавају наелектрисане честице у близини површине.
Короналне петље[уреди | уреди извор]
Короналне петље су Сунчева активност на корони које се виде на гранама испод група Сунчевих пега и приказују структуре у облику петљи које дају обрис линија магнетног поља. То су површине Сунчеве короне које су гушће и топлије од околине, а температура им може достићи и 4 милиона Келвина.[5] Оне чине основну структуру ниже короне и транзиционог региона. Њихова петљаста структура је директна последица уврнутих линија магнетног флукса кроз Сунце. Број короналних петљи зависи од Сунчевог циклуса, те су повезане и са Сунчевим пегама. Короналне петље насељавају како активне, тако и мирне регионе Сунчеве површине.
Како магнетни флукс пролази кроз фотосферу дуж истих линија кроз хладнију плазму, а контраст између фотосфере и Сунчеве унутрашњости даје изглед тамнијих тачака, тј. Сунчевих пега.
Иако је коронална петља отворена линеја магнетног поља, може се тумачити као магнетни флукс који је причвршћен за оба краја и пролази кроз Сунчево тело, док му је краћи део истурен у Сунчеву атмосферу. Короналне петље је лако посматрати и помоћу њих се може разумети трансфер енергије кроз Сунце, тј. кроз његову транзициону зону до короне.
Постоји више скала величине на којима постоје короналне петље, а могу имати различите температуре дуж саме своје дужине, и делови петљи различитих загрејаности зраче на различитим таласним дужинама.
Короналне експлозије[уреди | уреди извор]
Короналне експлозије су млазеви плазме који избијају из короне преко експлозија соларних ветрова и магнетног поља. Највећи број ерупција долази са места на којима су груписане Сунчеве пеге, тј. са области на којима има флерова. Короналне експлозије су повезане са великим променима и дистурбацијама короналног магнетног поља.
Коронална експлозија избацује велику количину материје и радијативног зрачења ван короне у Сунчеву атмосферу или у свемир. Избачена плазма се већински састоји од протона и електрона.
Број короналних експлозија на Сунцу зависи од тога у којој фази циклуса се Сунце налази, па тако број експлозија варира од 1 у 5 дана у Сунчевом минимуму до 3 експлозије у једном дану за време Сунчевог максимума.
Осцилације на Сунцу и хелиосеизмологија[уреди | уреди извор]
Године 1962. Лајтон је са сарадницима открио петоминутне осцилације на Сунчевој површини, а тек је 1975. године у радовима Дојбнера, Андоа и Осакија и доказано и експериментално и теоријски да те осцилације нису спорадичне и локалне, већ да цело Сунце вибрира попут резонантног осцилатора.
Глобалне осцилације су вертикална фотосферска кретања малих амплитуда од око 25 метара изазваних нискофреквентним звучним таласима. Таласи различитих фреквенција пролазе различите путање и продиру до различитих дубина Сунчеве унутрашњости. Како брзина ових таласа зависи од густине и температуре, хелиосеизмолошким истраживањима испитују се притисци, густине и температуре на различитим дубинама Сунчеве унутрашњости. Периоди Сунчевих глобалних осцилација се крећу између 2,5 и 11 минута, али доминирају никофреквентне осцилације (0,003 Хз) на 5 минута. Осцилације су важна појава на Сунцу, пошто се помоћу њих и данас прате дешавања у Сунчевој унутрашњости, која нису директно доступна посматрањима.
Хелиосеизмологијом се проучавају осцилације у Сунчевој унутрашњости, аналогно сеизмолошким посматрањима Земљине унутрашњости. Метода сеизмологије је постала универзална метода за посматрање унутрашњости звезда, након открића сличних осцилација на звезди Алфа Кентаури А, као касније и на неким другим звездама. [6]
Зрачење[уреди | уреди извор]
Иако се зрачење и понашање Сунца мења у зависности од фазе, и иако се у току његове активности поједине области и линије у X и УВ спектру појачавају од 10, па и до 1.000 пута, промена укупне израчене енергије је:
где је C соларна константа, а L луминозност. Из израза се види да је промена укупне израчене енергије занемарљива, па Сунце није променљива звезда.[7]
Види још[уреди | уреди извор]
Референце[уреди | уреди извор]
- ^ Зашто нестају сунчеве пеге?, Национална географија; приступљено: 3. јануар 2015.
- ^ Шта се дешава са Сунцем? Архивирано на сајту Wayback Machine (30. децембар 2014), Астрономски магазин, 2009; приступљено: 30. децембар 2014.
- ^ Структура Сунца, Факуле Архивирано на сајту Wayback Machine (8. фебруар 2011), Марина Радујков; приступљено: 3. јануар 2015.
- ^ Протуберанце, Енциклопедија астрономије и астрофизике (Енцyцлопедиа оф Астрономy & Астропхyсицс), Натуре Публисхинг Гроуп, 2001
- ^ Коронална кондензација Архивирано на сајту Wayback Machine (2. октобар 2014), приступљено: 7. јануар 2015.
- ^ Хелиосеизмологија, сои.станфорд.еду; приступљено: 7. јануар 2015.
- ^ Општа астрофизика, Вукићевић-Карабин Мирјана, Атанацковић Олга, стп. 217-218, 2010, Завод за уџбенике и наставна средства. ISBN 978-86-17-16947-1.
| Структура |
|  | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Појаве |
| |||||
| Државне | |
|---|---|
| Остале | |
