Sunce

[причалица]

Šta dovodi do nastanka pega? Zašto su one hladnije od okoline?

Odgovori na ova pitanja, najverovatnije, imaju veze sa magnetnim poljem Sunca. Na osnovu analize spektralnih linija moguće je prikupiti informacije o magnetnom polju Sunca.

Takve analize ukazuju na to da je magnetno polje pega oko 1.000 puta jače nego polje u okolnim oblastima (kod najmanjih pega magnetno polje iznosi oko 10^-2T, a kod najvećij 0,4 T; u neporemećenim oblastima magnetno polje Sunca ima jačinu oko 1,5·10^-4T), u neporemećenom delu fotosfere (magnetno polje mirne fotosfere je nekoliko puta jače od magnetnog polja Zemlje.

Naučnici veruju da su pege hladnije zbog toga što jako magnetno polje zaustavlja ili preusmerava normalan konvektivan protok gasa ka površini Sunca.
Pege se najčešće javljaju u grupama. Po karakteru magnetnog polja oblasti u kojima se nalaze pege mogu se podeliti na unipolarne (oko 8,6%), bipolarne (91%) i multipolarne (0,4%). Bipolarne grupe pega su one u kojima je lako moguće izdvojiti pegu vodilju i pratilji, unipolarne oblasti nastaju iščezavanjem pojedinih pega u bipolarnim oblasima pa u grupi ostaju samo pege istog polariteta. Multipolarne oblasti su grupe u kojima je broj krupnijih pega veliki, tada nije moguće izdvojiti pegu vodilju i pratilju tako da se u toj oblasti uočava veliki broj pega sa različitim polaritetima.

[причалица]

Pege se najčešće javljaju u parovima a magnetno polje dve pege u istom paru je uvek suprotno orijentisano, odnosno magnetni polaritet pega je različit. Kako je prikazano na slici (a) linije magnetnog polja kroz jednu od pega izviru iz unutrašnjosti Sunca, prave luk kroz atmosferu, i kroz drugu pegu se vraćaju nazad u dubine Sunca. Pored ovoga, svi parovi pega na istoj hemisferi (severnoj ili južnoj) imaju istu orijentaciju magnetnog polja (slikab), dok je orijentacija pega na drugoj polulopti suprotna. Zanemarujući nepravilnosti samih pega, ovakvo slaganje linija polja ukazuje na vrlo visok stepen uređenosti magnetnog polja Sunca.

[причалица]

Gasovita struktura Sunca omogućava mu tzv. diferencijalnu rotaciju, odnosno, različiti delovi Sunca rotiraju različitim ukaonim brzinama. Baš ta razlika brzine rotacije ostvaruje jedan od najvažnijih uticaja na magnetno polje Sunca. Ugaona brzina rotacije Sunca na ekvatoru veća je od brzine na polovima (slika) i to dovodi do deformacije linija magnetnog polja, odnosno linije magnetnog polja počinju da se obmotavaju oko ekvatora. Posle izvesnog vremena dolazi do promene orijentacije magnetnog polja. Iz početne orijentacije sever-jug magnetno polje se orijentiše u pravcu istok-zapad.




Intenzivna strujanja ispod fotosfere dovode do toga da se povremeno usijani gas ispliva iz podfotosferskih slojeva na površinu. Ovaj gas za sobom povćači i linije opšteg magnetnog polja Sunca, dodatno ih savija. Ispod površine Sunca formira se oblast pojačanog magnetnog polja u obliku torusa. Pritisak polja dovodi do širenja torusa, istiskivanja gasa i smanjenja gustine u torusu. Pod dejstvom sile potiska torus počinje da isplivava na površinu. Zbog toga što su linije magnetnog polja zatvorene deo strujne cevi, savijene u podfotosferskim slojevima, sa isplivavanjem na površinu, nastavlja se i iznad površine u obliku lukova ili petlji. Na ovaj način linije magnetnog polja formiraju prsten, čiji je jedan deo ispod a drugi iznad fotosfere. U preseku ovog prstena magnetnih linija sa fotosferom formiraju se pege suprotnih polariteta, od kojih je jedna vodilja a druga pratilja. Pojačano magnetno polje suprotstavlja se konvektivnom kretanju. Slabljenje ili potpuno zaustavljanje konvekcije ispod pega otežava dotok toplote iz unutrašnjosti usled čega se fotosferski gas hladi. To hlađenje je praćeno nastankom pega, kao hladnijih i tamnijih oblasti fotosfere.

[причалица]

Astronomi, ogromnu količinu podataka o Suncu mogu d aprikupe analizom spektralnih linija u linijskom spektru fotosfere i drugih slojeva atmosfere Sunca. Na slici je prikazan detaljan spektar Sunca u uskom opsegu vidljivih frekvenci elektromagnetnog zračenja talasnih dužina od 360 do 690 nm.
Spektralne linije se javljaju kad elektoni u atomu ili jonu prelaze sa jednog na drugi energetski nivo, emitujući ili apsorbujući foton određene frekvencije, tj određenu energiju.

[причалица]

Ispod fotosfere solarni gas je vrlo gust a interakcije između fotona, elektrona i jona vrlo česte pa zračenje ne može jednostavno da izađe u okolni prostor. Fotoni bivaju apsorbovani i ponovo emitovani mnogo puta dok Sunčeva energija putuje iz jezgra ka spoljašnjosti – jednom “paketu” energije može biti potrebno i po nekoliko miliona godina da stigne do površine. Međutim, verovatnoća da foton, bez daljih interakcija, prođe kroz atmosferu zavisi isključivo od njegove energije. Ako energija koji foton poseduje odgovara nekom elektronskom prelazu u nekom od atoma ili jona prisutnih u gasu onda foton može biti apsorbovan. Što je broj elemenata koji mogu da apsorbuju dati foton veći manja je verovatnoća da taj foton napusti atmosferu Sunca pre nego što bude apsorbova. Suprotno, ako energija fotona ne odgovara nijednom prelazu onda foton ne može da interaguje sa gasom on neometano napušta atmosferu Sunca i odlazi u međuplanetarn prostor.

[причалица]

Kako je prikazano na slici kad posmatramo Sunce naš pogled dopire do određene dubine u atmosferu Sunca što zavisi od talasne dužine svetlosti koju vidimo. Fotoni sa talasnim dužinama koje im ne pružaju šansu da budu apsorbovani dolaze sa fotosfere, a oni koji su na talasnim dužinama na sredini spektralnih linija dolaze iz viših, hladnijih, slojeva atmosfere. Ove linije su tamnije od okoline zbog toga što je temperatura atmosfere tamo odakle oni dolaze manja od 5.800K, koliko iznosi temperatura fotosfere, odakle potiče većina kontinualne emisije (prema Štefan-Bolcmanovom zakonu, F = σT⁴, gde je F – fluks energije, sjaj objekta koji zrači zavisi od njegove temperature – hladniji gas zrači manje energije nego topliji).Prema tome, postojanje Fraunhoferovih linija direktan je dokaz da se temperatura Sunca smanjuje sa udaljavanjem od fotosfere.

U spektru Sunca registrovano je na desetine hiljadaspektralnih linija, međutim ne postoji toliko veliki broj različitih elemenata na Suncu. Uzrok postojanja toliko velikog broja različitih spekralnih linija je to što su mnogi elementi prisutni u mnogo različitih stanja ekscitacije i jonizacije. Oni apsorbuju fotone vrlo različitih energija, čak i u vrlo uskom videljivom delu spekta elektomagnetog zračenja. Što je neki element složeniji on može da apsorbuje veći broj fotona sa različitim energijama što dovodi do nastanaka većeg broja spektralnih linija. Na Suncu je detektovano oko 67 različitih elemenata, ali većina njih je toliko malo zastuplejna da instrumenti jedva mogu da ih detektuju. U tabeli prikazana je zastupljenost 10 najčešćih elemenata na Suncu. Primećuje se da je vodonik daleko najzastupljenjeniji element, a za njim ide helijum. Ista ovakva zastupljenost elemenata nalazimo i na jovijanskim planetama, pa čak i u čitavom Univerzumu.

[причалица]

Iznad fotosfere nalazi se hladnija hromosfera, unutrašnji deo atmosfere Sunca. Ova oblast atmosfere emituje vrlo malo svetlosti i pri normalnim uslovima ne može se vizuelno posmatrati jer je fotosfera suviše sjajna i dominira nad zračenjem hromosfere. To što je hromosfera relativno tamnija od fotosfere rezultat je njene male gustine, gas koji sadrži vrlo mali broj atoma ili jona po jedinici zapremine ne može da emituje veliki broj fotona. Bez obzira što je hromosferu moguće videti samo pod posebnim uslovima ljudi su odavno bili svesni postojanja hromosfere.




Na slici je prikazano Sunce za vreme totalnog pomračenja, gde je Mesečeva senka zaklonila fotosferu pa se hromosfera vrlo jasno vidi. Na fotografiji je lako uočljiva crvenkasta boja hromosfere. Ova boja potiče od Ha emisione linije vodonika koja dominira u spektru hromosfere (talasna dužina ove linije je 656,3 nm, tačno u sredini crvenog dela spektra). Pored ovog intenzivnog zračenja u crvenom delu spektra zračenje hromosfere je vrlo intenzivno i u ljubičastoj liniji kalcijuma. Hromosfera je dobila naziv upravo zbog njene intenzivne boje koja potiče od vodoniovih i kalcijumovih linija.

[причалица]

U hromosferi postoje nehomogenosti i zbog toga u njoj se može izdvojiti nekoliko slojeva i to: niža (do 1.500 km iznad fotosfere), srednja (između 1.500 i 4.000 km), i gornju hromosferu (od 4.000 do 10.000 km). Niža hromosfera je dosta homogena i u njoj temperatura tastavlja da opada sa udaljavanjem od fotosfere. Pri njenom vrhu temperatura iznosi oko 4.500 – 4.000 K. Ova temperatura je niža od one u dubljim slojevima Sunca i to dovodi do nastanka apsorpcionih linija u spektru elektromagnetnog zračenja. Iznad niže hromosfere temperatura počinje d alaste i pri njenom vrhu dostiže 10.000 K.




U hromosferi koncentracija čestica počinje naglo da opada. Na visini od 1.000 km iznad fotosfere koncentracija atoma vodonika (najčešće jonizovanih) iznosi oko 10¹⁹m^-3, a na visini od 10.000 km oko 10¹⁵ m^-3.Koncentracija elektrona na tim visinama iznosi 10¹¹ m^-3, odnosno 10⁹ m^-3.

Na monohromatskim snimcima hromosfere vidi se da ona ima mrežastu strukturu sa zrnima u obliku vlakana, tzv. flokula. Ova zrna su većih dimenzija od granula u fotosferi. Takođe, u hromosferi se mogu videti i krupne sjajne površine, tj. hromosferske fakule, koje leže tačno iznad pega u fotosferi. Prema tome, pege i hromosferske fakule predstavljaju različite oblike istih aktivnih oblasti, ali na različitim visinama.

Hromosfera uopšte nije mirna. Svakih nekoliko minuta desi se erupcija male solarne oluje izbacujući mlazove vrelog gasa, poznate kao spikule, u gornje slojeve atmosfere. Ovi dugački, tanki mlazevi usijanog gasa, temperature oko 15.000 K, napuštaju površinu Sunca brzinom od oko 100 km/h i dospevaju do visine od nekoliko hiljada kilometara iznad fotosfere. Spikule najčešće traju oko 15 minuta. One nisu ravnomerno raspoređene po površini Sunca. One pokrivaju samo oko 1% ukupne površine Sunca i najčešće se grupišu u blizini ivica supergranula. Procenjuje se da je u hromosferi u svakom trenutku prisutno oko milion spikula.

[причалица]

Tokom kratkih trenutaka totalnog pomračenja Sunca, ako je Mesec dovoljno veliki da potpuno prekrije fotosferu i hromosferu, može se videti sunčeva korona. Sa zaklanjanjem svetlosti fotosfere izgled spektralnih linija se drastično menja.

Intenzitet uobičajenih linija se menja što ukazuje na promenu u zastupljenosti elemenata ili na promenu temperature gasa, ili na oba. Najbitnije je to da se menja vrsta spektra, umesto apsorpcionog spektra koji je bio prisutan kod svetlosti fotosfere, javlja se emisioni spektar i pojavljuje se potpuno nov niz spektralnih linija. Ove nove spekralne linije korone (u izuzetnim slučajevima hromosfere) prvi put su viđene tokom pomračenja 20-tih godina XX veka. Narednih godina neki naučnici su postojanjeovih liija (u nedostatku boljeg objašnjenja) pripisivali jednom novom hemijskom elementu koji ne postoji na Zemlji. Taj element nazvali su koronijum.

Danas se zna da te nove spektralne linije ne potiču on nijednog vanzemaljskog atoma. Koronijum ne postoji. Nove linije se javljaju zbog toga što su atomi u koroni izgubili mnogo više elektrona nego što je to slučaj sa atomima hromosfere i fotosfere, yj. atomi korone su višestruko jonizovani. Npr. identifikovane su spektralne linije koje odgovaraju jonu gvožđa koji je 13 puta jonizovan, tj izgubio je 13 od svojih 26 elektona. Atomi gvozđa koji se nalaze u fotosferi izgubili su, najčešće, 1 ili 2 elektrona. Uzrok ovoliko velikog stepena jonizacije je visoka temperatura korone. Visko stepen jonizacije, o kome se zaključuje na osnovu spekatra snimljenih za vreme totalnog pomračenja Sunca, ukazujena to da je temperatura u gotnjim slojevima hromosfere veća nego temperatura fotosfere. osim toga, temperatura solarne korone gde je jonicacija još veća, je mnogo veća od temperature hromosfere.

[причалица]

Zasnovano na mnogim posmatranjima uslova na različitim rastojanjima od površine Sunca, od fotosfere do spoljnjih delova korone. Na slici je prikazana varijacija temperature gasa sa visinom. Temperatura gasa dostiže minimum od 4.500 K na visini od 500 km iznadfotosfere, akon čega počinje konstantno da raste. Na oko 1.500 km iznad fotosfere temperatura počinje vrlo brzo da raste i na visini od 10.000 km dostize vrednost od 1.000.000 K. Daljim povećanjem visine temperatura ostaje približno ista. Na osnovu ovakvog profila promene temperature može se postaviti oštra granica izmeđuhromosfereikorne.Hromosfera se prostire od vrha fotosfere do visine od 1.500 km. Oblast u kojoj postoji brz rast temperature gasa, od 1.500 do 10.000 km, naziva se tranzitna zona. Na visini od 10.000 km počinje korona.

U koroni se mogu uočiti različite forme: zraci, lukovi, perjanice, kondenzacije i šupljine, erupcije, itd. Neki od ovih oblika mogu se videti i u vidljivoj svetlosti, dok je za druge koronu neophodno posmatrati u drugim delovima elektromagnetnog spektra (radio ili rendgenskom).
Razlog rasta temperature u koroni još nije sa sigurnošću poznat. Ponašanje gasa u atmosferi Sunca je u suprotnosti sa zdravorazumski poznatim ponašanjem gasa – sa udaljavanjem od izvora toplote temperatura treba da se smanjuje, a ne da raste. Da bi ovakvo ponašanje temperature gasa bilo moguće korona mora da ima neki dodatni izvor toplote. Astronomi danas veruju da su poremećaji magnetnog polja u fotosferi, nalik na spikule ali mnogo većih razmera, bezuslovno odgovorni za zagrevanje korone.

[причалица]

Elektromagnetno zračenje i brze čestice stalno napuštaju Sunce. Zračenje se od fotosfere udaljava brzinom svetlosti i za 8 minuta stiže do Zemlje a čestice se kreću brzinom od oko 500 km/si stižu do Zemlje za nekoliko dana. Ovaj stalni “potok” čestica naziva se solarni vetar.

Solarni vetar sastoji se od elektrona i pozitivnih čestica (95 % protona i oko 4,5 % jezgra helijuma). Na rastojanju Zemljine orbite, zavisno od aktivnosti Sunca, svake sekunde kroz kvadratni metar poprečne površine “prostruji” između 5·10¹¹ i 5·10¹² protona. Koncentracija protona u blizini Zemljine orbite iznosi u proseku oko 5·10⁶ m^-3. Svake sekunde Sunčev vetar u međuplanetarni prostor odnese, u obliku kinetičke energije, oko 10²¹ do 10²² J (poređenja radi Sunce svake sekunde izrači 3,86·10²⁶ J.

Solarni vetar je izazvan visokom temperaturom korone. Na rastojanju od oko 10 miliona kilometara od fotosfere, koronarni gas je dovoljno vreo, a čestice gasa dovoljno brze, da savladaju gravitaciono privlačenje Sunca i odu u međuplanetarni prostor. U isto vreme atmosfera izgubljeni materijal nadoknađuje sa površine Sunca. Ako se ovo andoknađivanje materijala ne bi dešavalo korona bi isparila za samo dan-dva. Ustvari, šitavo Sunce stalno isparava, stalno gubeći masu koju odnosi solarni vetar. Ali, solarni vetar ima vrlo malu gustinu. Bez obzira na to što vetar svake sekuned sa Sunca odnosi između 10⁸ i 10⁹ kg materijala, od kad je nastalo pa do danas Sunce je na ovaj način izgubilo samo 0,1% svoje ukupne mase. Znači. naša zvezda stvarno polako isparava ali ona gubi zanemarljivu količinu svoje mase.

Područije širenja Sunčevog vetra naziva se heliosfera. Procenjuje se da je njena granica na rastojanju između 50 i 100 astronomskih jedinica od Sunca, što je daleko iza orbite Plutona.

[причалица]

Koju vrstu zračenja emituje gas na temperaturi od 1.000.000K? Za razliku od fotosfere sa temperaturom od 6.000K, koja najviše zrači u vidljivom delu spekta, topliji koronarni gas emituje elektromagnetno zračenje mnogo viših frekvencija i energija, najviše X-zrake. Iz tog razloga teleskopi za detekciju X-zračenja su postali vrlo značajni za proučavanje korone Sunca. Na slici prikazano je Sunce snimljeno u spektru X-zračenja. Korona se prosire daleko iza oblasti koje su zabeležene na slici, ali zračenje tih oblasti je vrlo slabo (zbog male gustine gasa) pa instrumenti nisu mogli da ga registruju.

Sredinom 70-tih godina XX veka instrumenti postavljeni izvan NASA-ine svemirske stanice Skylab registrovali su da solarni vetar najviše “duva” kroz tzv. koronarne rupe. Tamna oblast na slici predstavlja koronarnu rupu. Ova oblast nije rupa u pravom smislu reči, već je njena gustina dosta manja, oko 10 puta, od gustine drugih delova korone. Nedostatak materijala u oblastima koronarnih rupa posledica je činjenice da gas može slobodno da otiče u okolni prostor, velikom brzinom, vođen poremećajima u atmosferi i magnetnom polju zvezde. Na mestima gde s enalaze koronarne rupe linije magnetnog polja se prostiru od površine Sunca do daleko u međuplanetarni prostor. Naelektrisane čestice nastoje da prate linije magnetnog polja i zbog toga napuštaju površinu Sunca. U drugi delovima korone linije magnetnog polja ostaju vrlo blizu površine Sunca i tako zadržavaju naelektrisane čestice u blizini površine onemogućavajući oticanje solarnog vetra (ovo je ekvivalentno situaciji na Zemlji gde magnetno polje naše planete teži da spreči čestice solarnog vetra da padnu na Zemlju). Najveće koronarne rupe mogu da imaju dimenzije merene stotinama hiljada kilometara. Strukture takve veličine mogu se videti, u proseku, samo nekoliko puta svake decenije. Manje rupe, dimenzija desetak hiljada kilometara, mnogo su češće i javljaju se svakih nekoliko sati.

[причалица]

Zemlja, slično Suncu, takođe poseduje dipolno magnetno polje. Ovo magnetno polje možemo zamisliti kao da se u unutrašnjosti naše planete nalazi jedan ogroman magnet. Južni pol ovog magneta nalazi se u kanadskom arktičkom područiju, a severni na Antarktiku.

Zemljino magnetno polje širi se na sve strane daleko u prostor, ali tako da se u smeru prema Suncu prostire do rastojanja samo 10 puta većeg od njenog poluprečnika, a u suprotnom smeru pruža se u obliku repa komete. Razlog ovakvog oblika magnetnog polja naše planete je u delovanju Sunčevog vetra.

Za Zemlju, Sunčev vetar je veliki, razređen gasovit oblak koji se kreće. Brzina kretanja ovog oblaka je desetak puta veća od brzine prostiranja zvuka u gasu. Gas koji se kreće sa Sunca sa sobom nosi magnetno polje Sunca, pa pri sudaru ovog polja sa razređenom Zemljinom atmosferom dolazi nastanka udarnog talasa sa one strane Zemlje koja je okrenuta ka Suncu, slično talasu koji nastaje kad kroz vazduh prolazi puščani metak. Zemljino magnetno polje suprotstavlja se magnetnom polju Sunca. Zbog toga je magnetno polje naše planete ograničeno sa strane prema Suncu. Ova granica nije čvrsta već se menja zavisno od jačine vetra i njegovog magnetnog polja.

Na noćnoj strani naše planete magnetosfera se slobodno širi i ono ima oblik repa komete. U sredini repa dolazi do poništavanja magnetnog polja i taj deo naziva se neutralni sloj.

[причалица]

U polarnim oblastima jačina magnetnog polja je najveća a linije sila su dosta blizu površini Zemlje. Naelektrisane čestice se uvek kreću u pravcu linija magnetnog polja pa im je zbog oblika linija u polarnim oblastima tu najlakše da stignu u niže delove atmosfere. Pristigle naelektrisane čestice sudaraju se sa atomima gasa atmosfere, pobuđuju ih i gas počinje da svetli. Tako nastaje polarna svetlost. Polarna svetlost nastaje na visinama gde je gas dovoljno redak da čestice mogu kroz njega da prolaze ali i dovoljno gust da može da dođe do dovoljnog broja sudara čestica sa atomima gasa. To su najčešće visine između 100 i 250 km, ali polarne svetlosti se mogu javiti i na visinama do 1.000 km. Polarna svetlost se javlja u različitim oblicima, a boja je zelena ili crvena zbog toga što gas atmosfere emituje svetlost određenih frekvencija a ne belu svetlost.

[причалица]

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 sporadičnim, 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. Veličina i rajanje 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 Sncu nije jedina promena. Takođe se periodnično menja i njihov ukupan broj. Na osnovu nekoliko vekova posmatranja zaključeno je da postoje takozvani ciklusi pega. Na slici grafički je prikazanbroj viđenih 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. Međutim, period jednog ciklusa pega nije uvek isti i on može da traje između 7 i 15 godina.

[причалица]

Sa napredovanjem ciklusa menja se i heliografska širina na kojoj se pege javljaju. Pojedinašne pege se ne pomeraju niti dole niti gore, ali nove pege se pojavljuju bliže ekvaoru od prethodnih kako je ciklus sve bliži svom maksimumu. Na slici 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^o do 30^o. Približno četiri godine kasnije, u vreme solarnog maksimuma, broj pega je značajno porastao. Pege se tada nalaze u pojasu od 15^o do 20^ostepeni severno i južno od ekvatora. Konačno, na kraju ciklusa, ukupan broj pega je opet mali, a većina pega se nalazi u pojasu od 10^o 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 polarite magnetnog polja, dok parovi na drugoj hemisferi imaju suprotan polaritet. Međutim, ova orijentacija se menja nakon cikluas 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.

[причалица]

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 predviđa 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.

Promene broja pega u poslednjih nekoliko vekova, tačnije od otkrića teleskopa do danas ukazuje na to da 11-o godišnja periodičnost ciklusa je vrlo nepravilna. Ne samo što period varira između 7 i 15 godina, već se u prošlosti dešavalo da ciklusi potpuno izostanu. U čast britanskog astronoma koji je ukazao na ovu pojavu, dugačak period slabe aktyivnosti od 1645 do 1715 godine naziva se maunderov minimum. U doba Maunderovog minimuma nije samo broj pega bio mali već je i korona Sunca za vreme pomračenja bila slabo izražena a aurore su se javljale vrlo retko. Bez potpunog razumevanja uzroka solarnog ciklusaostaje nepoznato zbog čega nastaju ovakvi povremeni prekidi u ciklusu aktivnosti. Mnogi astronomi smatraju da su minimumi uzrokovani promenama u konvektivnoj zoni, ali ovakvo ponašanje naše zvezde i dalje ostaje tajna.

[причалица]

Pege su relativno mirni aspekti Sunčeve aktivnosti. Međutim, u fotosferi koja ih okružuje povremeno dođe 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 takođe prate solarni ciklus, najčešći su i najsnažniji u periodima maksimuma aktivnosti.

Protuberance mogu biti različitih oblika i veličina. Ponekad se čak i spikule mogu smatrati malim protuberancama. Temperatura protuberanci je niža od okoline i iznosi oko 10.000 K, ali gustina gasa u njima je veća pa su zbog toga sjajnije. Protuberance u proseku traju oko tri Sunčeva obrta, ali u prošlosti su zabeležene protuberance koje su trajale i po nekoliko godina.Stabilnost oblika protuberance i njeno opstajanje u ređoj sredini korone, moguć je jedino ukoliko je pritsak gasa protuberance jedna pritisku okoline. Pritisak gasa je jednak proizvodu gustine i temperature tog gasa, pa prema tome koliko puta je veća gustina gasa protuberance toliko puta je njegova temperatura manja u odnosu na okolnu koronu. Prosečna gustina supstance u protuberanci je oko 100 puta veća od gustine okolne korone.

[причалица]

Možda najbitnija karakteristika protuberanci je da na kretanje supstance unutar njih presudan uticaj ima magnetno polje. Ustvari, može se raći da one predstavljaju materijalizaciju magnetnog polja iznad aktivnih oblasti.

Protuberance uvek mogu da se posmatraju pomoću filtera u svetlosti spektralnih linija vodonika, helijuma i kalcijuma. Za vreme totalnog pomračenja Sunca mogu se videti i u beloj svetlosti.

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 200.000 km, a u ekstremnim služajevima one mogu da imaju duinu i 1.900.000 km. Ove protuberance mogu se popeti do visine od oko 50.000 km,dok im širina ne prelazi 6.000 km. Sastoje se od niti čiji su prečnici oko 1.000 km. Tipična temperatura mirnih protuberanci je oko 15.000 K.Oblik ovih protuberanci je sličan mostovima. Donji krajevi protuberanci nalaze se u olastima između supergranula. U toku života premeštaju se po različitim heliografskim širinama i menjaju smer pružanja.

[причалица]

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 takođe se javljaju nagla pojačanja aktivnosti koja traju po nekoliko sati. Prosečna temperatura gasa u aktivnim protuberancama iznosi oko 25.000 K.

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.