|
|
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
SUNCE
6. AKTIVNOST SUNCA Ogromna većina Sunčevog sjaja potiče od kontinualnog zračenja fotosfere. Ovo je takozvano zračenje mirnog Sunca - potpuno predvidljive zvezde koja iz dana u dan sija na potpuno isti način. Ovo stabilno stanje praćeno je sporadicnim, nepredvidljivim zračenjem aktivnog Sunca, vrlo nepravilnom komponentom ukupnog zračenja naše zvezde. Zračenje aktivnog Sunca okarakterisano je eksplozivnim i iznenadnim ponašanjem. Ovaj aspekt zračenja vrlo malo doprinosi ukupnom sjaju zvezde, ali on direktno utiče na nas na Zemlji. Velićina i radjanje koronarnih rupa u uskoj je vezi sa stepenom solarne aktivnosti, na isti način ponaša se i jačina solarnog vetra.
Pojavljivanje i nestajanje pojedinačnih pega na Suncu nije jedina promena. Takodje se periodnično menja i njihov ukupan broj. Na osnovu nekoliko vekova posmatranja zaključeno je da postoje takozvani ciklusi pega. Na slici dole grafički je prikazan broj vidjenih pega svake godine XX veka. Broj pega dostiže svoj maksimum, u proseku, svakih 11 godina, a zatim se smanjuje skoro na nulu pre nego što ciklus ponovo počne. Medutim, period jednog ciklusa pega nije uvek isti i on može da traje između 7 i 15 godina. Sa napredovanjem ciklusa menja se i heliografska širina na kojoj se pege javljaju. Pojedine pege se ne pomeraju niti dole niti gore, ali nove pege se pojavljuju bliže ekvatoru od prethodnih kako je ciklus sve bliži svom maksimumu. Na slici dole prikazane su heliografske širine na kojima se vide pege u funkciji od vremena. Na početku svakog ciklusa, u vreme minimuma aktivnosti Sunca, moguće je videti samo nekoliko pega. One se tada, najčešće, nalaze u dve uske zone, severno i južno od ekvatora, na širinama od 25° do 30°. Približno četiri godine kasnije, u vreme solarnog maksimuma, broj pega je značajno porastao. Pege se tada nalaze u pojasu od 15° do 20° stepeni severno i južno od ekvatora. Konačno, na kraju ciklusa, ukupan broj pega je opet mali, a većina pega se nalazi u pojasu od 10° oko ekvatora. Prva godina novog ciklusa se poklapa sa poslednjom godinom prethodnog ciklusa.
Ciklus pega je, ustvari, samo polovina dvadesetdvogodišnjeg ciklusa aktivnosti Sunca. Tokom bilo kog ciklusa pega svi parovi pega, koji se nalaze na istoj hemisferi, imaju isti polaritete magnetnog polja, dok parovi na drugoj hemisferi imaju suprotan polaritet. Međutim, ova orijentacija se menja nakon ciklusa od 11 godina. Znači, ako posmatramo promenu celokupnog magnetng polja Sunca, za ponavljanje punog ciklusa potrebne su 22 godine. Period od 11 godina je vreme koje je potrebno da magnetno polje Sunca potpuno promeni svoj polaritet. Treba pomenuti da ove promene ne moraju da se odvijaju na obe polulopte istovremeno. Tako se na primer pozitivni (N) pol magnetnog polja u periodu od 1952. do 1957. god. nalazio na severnoj Sunčevoj polulopti, a negativni (S) na južnoj. Međutim, 1957. godine došlo je do promene polariteta na južnoj, a godinu dana kasnije i na severnoj polulopti. Astrofizičari smatraju da magnetno polje Sunca nastaje i menja svoj intenzitet zbog stalnog rastezanja, uvrtanja i nabiranja linija polja što je uzrokovano diferencijalnom rotacijom Sunca i konvektivnim prenosom toplote. Teorija predvida da intenzitet polja treba da raste do maksimuma, a zatim da padne na nulu, i onda proces počinje ponovo. Upravo ovakva periodičnost promene magnetnog polja registovana je na Suncu. Aktivnosti na površini Sunca, npr. ciklus pega, prate promene jačine magnetnog polja. Promena broja pega i njihove migracije ka manjim heliografskim širinama posledica su jačanja magnetnog polja, odnosno obmotavanja linija polja oko ekvatora.
6.2. Aktivne oblasti Pege su relativno mirni aspekti Sunčeve aktivnosti. Medjutim, u fotosferi koja ih okružuje povremeno dodje do vrlo snažnih erupcija u kojima se izbacuju ogromne količine čestica u okolnu koronu. Mesta na kojima se odigravaju te snažne eksplozije poznate su kao aktivne oblasti. Većina parova i grupa pega okružena je aktivnim oblastima. Kao i svi drugi oblici solarne aktivnosti i ovi fenomeni takodje prate solarni ciklus, najčešći su i najsnažniji u periodima maksimuma aktivnosti. 6.2.1. Protuberance
Najveći broj protuberanci javlja se u obliku mirnih protuberanci. Ove protuberance su dugotrajne i mogu se videti na svim heliografskim širinama. Prosečna dužina ovih protuberanci iznosi oko 200.000km, a u ekstremnim slučajevima one mogu da imaju dužinu i 1.900.000km. Ove protuberance mogu se popeti do visine od oko 50.000km, dok im širina ne prelazi 6.000km. Sastoje se od niti ciji su prečnici oko 1.000km. Tipična temperatura mirnih protuberanci je oko 15.000K. Oblik ovih protuberanci je sličan mostovima. Donji krajevi protuberanci nalaze se u oblastima između supergranula. U toku života premeštaju se po različitim heliografskim širinama i menjaju smer pružanja.
Pored mirnih javljaju se i aktivne protuberance. Aktivne protuberance karakteriše vrlo brzi razvoj (između deset minuta i nekoliko sati). Mali broj aktivnih protuberanca nastaje kao rezultat podizanja hromosferskih masa, dok one većinom nastaju kondenzacijom u koroni i spuštanjem naniže u hromosferu. Kretanje masa odvija se duž linija magnetnog polja, a brzine su reda veličina od nekoliko stotina kilometara u sekundi. Kod mirnih protuberanci takodje se javljaju nagla pojačanja aktivnosti koja traju po nekoliko sati. Prosečna temperatura gasa u aktivnim protuberancama iznosi oko 25.000K. U oblastima gde se nalaze pege javljaju se tzv. eruptivne protuberance. Za razliku od prethodnih tipova protuberance ovog tipa dostižu vrlo velike visine, čak i preko milion kilometara. Najčešće se javljaju u obliku luka koji se brzo povećava, pa nakon pucanja luka materijal pada nazad u hromosferu. Sledeća grupa protuberanci su tzv. protuberance Sunčevih pega. One su uvek vezane za grupe pega. Njihovi oblici strogo prate linije jakih magnetnih polja i zbog toga se kada su na rubu Sunca, vide u obliku petlji.
6.2.2. Eksplozije u hromosferi Jedan od najznačajnih oblika Sunčeve aktivnosti si eksplozije u hromosferi. To su iznenadni i kratkotrajni procesi u kojima dolazi do velikog pojačanja intenziteta zračenja u ograničenim oblastima fotosfere. Ove eksplozije nastaju kao rezultat naglog oslobadanja magnetne energije i njenog prelaska u kineticku energiju, toplotu i svetlost. One su usko povezane sa jakim magnetnim poljima pega i najčešće se javljaju u multipolarnim grupama. Pre nastanka eksplozije dolazi do pojačavanja zračenja jonizovanog gasa korone. Zatim, u trajanju od oko jednog minuta, dolazi do ubrzavanja elektrona što je praćeno rendgenskim zračenjem većih energija. Nakon toga se jedan filamen raspada i formira dva sjajna vlakna. Ova dva vlakna u roku od nekoliko minuta dostižu najveći sjaj. Sjaj opada po više sati, zavisno od jačine eksplozije, a vlakna se raspadaju.Eksplozije su vrlo složene pojave koja se odigrava celom dubinom atmosfere. Energija koja se oslobađa u jednoj eksploziji nekad može da se poredi sa celokupnom energijom koju celo Sunce izraci u jednoj sekundi. Oko 20% energije, oslobodjene u eksplozijama, emituje se u optičkom delu elektromagnetnog spektra. Preostali deo odlazi na UV, X i radio zračenje, kao i na zagrevanje i izbacivanje oblaka jonizovanog gasa (plazme) koji se kreće kroz koronu u međuplanetarni prostor brzinom do 1.500km/s. Pojedine čestice oblaka dostižu i brzine skoro jednake brzini svetlosti, pa takve čestice do Zemlje stižu skoro isto kad i svetlost eksplozije. Snopovi takvih čestica (elektrona i atomskih jezgara) poznati su kao Sunčevi kosmički zraci. |
||||||||||||||||||
