Aktywność słoneczna - Polski Serwis Naukowy

Aktywność słoneczna w ostatnich 30 latach. Oznaczenia wykresów: Irradiancja (dzienna/roczna), Plamy słoneczne, Rozbłysk słoneczny, Strumień radiowy 10,7 cm

Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy.

Koronalny wyrzut masy (ang. coronal mass ejections – CMEs) – olbrzymi obłok plazmy, w którym pole magnetyczne jest bardziej intensywne, przyspieszane w obszarze korony słonecznej i wyrzucane w przestrzeń międzyplanetarną. Masa materii skupionej w ukształtowanym plazmoidzie sięga miliardów ton, a składa się głównie z elektronów i protonów z niewielkim dodatkiem jonów cięższych pierwiastków, jak hel, tlen i żelazo. Obłoki wyrzuconej plazmy osiągają prędkość od prawie 200 do ponad 2000 km/s. Wyrzuty koronalne są skutkiem rekoneksji magnetycznej podczas rozbłysków słonecznych i protuberancji. Częstość ich występowania zmienia się w zależności od fazy cyklu aktywności słonecznej. Podczas minimum aktywności zjawisko zanika, a podczas maksimum częstość wzrasta do 4 – 5 dziennie. W przestrzeni międzyplanetarnej plazma ta rozchodzi się w postaci stosunkowo dobrze ukierunkowanego i wąskiego wyrzutu rozszerzającego się do średnicy np. 50 milionów km na odległości orbity Ziemi.
Irradiancja jest terminem radiometrycznym określonym jako strumień promieniowania na jednostkę powierzchni. Odpowiada to mocy jaką przenosi promieniowanie przez płaszczyznę jednostkową. Jednostką SI jest wat na metr kwadratowy (W/m2). Czasami irradiancja jest nazywana natężeniem lub intensywnością.

Z polami magnetycznymi Słońca wiążą się liczne zjawiska i to one właśnie stanowią o aktywności słonecznej. Przejawia się ona w fotosferze w postaci plam i pochodni; w chromosferze jako rozbłyski i protuberancje; w koronie słonecznej jako rozbłyski i wyrzuty materii.

Jasność Słońca monitorowane jest w wielu programach wykorzystujących satelity. Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE) oraz Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics (TIMED) mierzą całkowitą irradiancję Słońca (stałą słoneczną) jednocześnie z pomiarami spektralnego rozkładu promieniowania (irradiancja spektralna). Pomiary te pokazują, że emisja przez Słońce promieniowania w ultrafiolecie (o długości fali krótszej niż 315 nm) zmienia się znacząco w czasie cyklu jedenastoletniego. Całkowite zmiany irradiancji wynoszą około 0,1% (od wartości średniej 1361 W/m).

Minimum Maundera – okres trwający od 1645 do 1717 roku, podczas którego zaobserwowano znacznie mniej plam słonecznych (około 50) w porównaniu z pierwszą połową wieku. Okres ten nazwany został na cześć angielskiego astronoma Edwarda W. Maundera (1851–1928).
Protuberancje - jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej, składająca się ze stosunkowo gęstej plazmy koronalnej, o niskiej temperaturze (kilku do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów), wmrożonej w pole magnetyczne. Protuberancja otoczona jest plazmą koronalną o temperaturze rzędu 1,5 mln K, pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazmę protuberancji od gorącej plazmy koronalnej. Ich masa wynosi ok. 1014 kg. Wznoszą się one na tysiące kilometrów nad powierzchnię Słońca. Tory protuberancji wskazują na niewątpliwy wpływ pola magnetycznego na ich ruchy. Protuberancje są najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej; obserwuje się je podczas całkowitych zaćmień Słońca, a poza zaćmieniami za pomocą koronografu.

Cykl aktywności słonecznej

Podstawowy okres zmian aktywności słonecznej wynosi około 11 lat. W jednym takim cyklu Słońce zmienia poziom aktywności od minimum do następnego minimum. Miarą aktywności jest tzw. liczba Wolfa, którą opisuje wzór $\displaystyle R=(10g+p)k$

gdzie: R - liczba Wolfa, g - obserwowana liczba grup plam, p - łączna liczba plam widocznych na Słońcu, k - współczynnik zależny od użytego instrumentu, służy do porównywania wyników różnych obserwatoriów.

Miejsce występowania plam (szerokość heliograficzną) przedstawia się na tzw. diagramie motylkowym. Zasięg obszaru występowania plam pozwala ocenić fazę cyklu.

Fotosfera – widzialna, powierzchniowa warstwa gwiazdy (np. Słońca), emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego. Typ widmowy gwiazdy określony jest przez rozkład energii w widmie ciągłym fotosfery.
Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy.

Wnioskiem z badań zmian obfitości izotopu węgla C jest hipoteza o występowaniu absolutnych minimów, kiedy liczba plam słonecznych spada prawie do zera. Przedostatnie takie minimum miało miejsce od około roku 1650 do 1715, było tzw. minimum Maundera, zaś ostatnie to minimum Daltona, ale wówczas stwierdzono jedynie mniej plam w maksimach, a nie zupełny brak.

Ozon, tritlen (O3) - jedna z odmian alotropowych tlenu, posiadające silne własności aseptyczne i toksyczne. Stosowany jest przy wyjaławianiu wody oraz pełni ważną rolę w pochłanianiu części promieniowania ultrafioletowego dochodzącego ze Słońca do Ziemi (patrz dziura ozonowa).
Koronalny wyrzut masy (ang. coronal mass ejections – CMEs) – olbrzymi obłok plazmy, w którym pole magnetyczne jest bardziej intensywne, przyspieszane w obszarze korony słonecznej i wyrzucane w przestrzeń międzyplanetarną. Masa materii skupionej w ukształtowanym plazmoidzie sięga miliardów ton, a składa się głównie z elektronów i protonów z niewielkim dodatkiem jonów cięższych pierwiastków, jak hel, tlen i żelazo. Obłoki wyrzuconej plazmy osiągają prędkość od prawie 200 do ponad 2000 km/s. Wyrzuty koronalne są skutkiem rekoneksji magnetycznej podczas rozbłysków słonecznych i protuberancji. Częstość ich występowania zmienia się w zależności od fazy cyklu aktywności słonecznej. Podczas minimum aktywności zjawisko zanika, a podczas maksimum częstość wzrasta do 4 – 5 dziennie. W przestrzeni międzyplanetarnej plazma ta rozchodzi się w postaci stosunkowo dobrze ukierunkowanego i wąskiego wyrzutu rozszerzającego się do średnicy np. 50 milionów km na odległości orbity Ziemi.

W czasie maksymalnej aktywności jasność Słońca wzrasta. Wzrasta również temperatura atmosfery Ziemi, na skutek zwiększonej absorpcji promieniowania. W troposferze jest to wzrost o około 0,1 K, 50 km wyżej wrasta o około 1 K, a na wysokości 500 km wzrasta o 400 K. Rudolf Wolf zrekonstruował cykle słoneczne wstecz do roku 1610. Na podstawie tych wyników nazwano lata 1755–1766 cyklem słonecznym 1.

Ultrafiolet (UV, promieniowanie ultrafioletowe, nadfiolet) – . Słowo "ultrafiolet" oznacza "powyżej fioletu" i utworzone jest z łacińskiego słowa "ultra" (ponad) i słowa "fiolet" oznaczającego barwę o najmniejszej długości fali w świetle widzialnym. Dawniej było nazywane promieniowaniem "pozafiołkowym".
Przemysław Mieszko Rudź (ur. 21 marca 1976 w Elblągu) – kompozytor i wykonawca muzyki elektronicznej, popularyzator astronomii, autor książek i przewodników. W swojej twórczości artystycznej nawiązuje do dokonań słynnej szkoły berlińskiej (m.in. Tangerine Dream, Klaus Schulze i wielu innych), wzbogacając ją elementami harmonii rocka progresywnego.

W fazie dużej aktywności Słońca podczas cyklu całkowita koncentracja ozonu zmniejsza się o kilka procent wskutek aktywności rozbłyskowej. Porozbłyskowe zaburzenia magnetyzmu ziemskiego, które są wówczas znacznie częstsze, mogą istotnie zmieniać koncentrację elektronów, jak i całkowitą liczbę tych cząstek w jonosferze, czyli do wysokości 1000 km. Może to wprowadzać znaczny błąd gdyby używać jedynie jednej częstotliwości w urządzeniach typu GPS. Taki jednowiązkowy pomiar to jednocześnie metoda wyznaczania kolumnowej gęstości elektronów w jonosferze.

Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne mają kolor czarny.
Korona jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej, rozciągającą się miliony kilometrów od Słońca, widzianą najlepiej podczas całkowitego zaćmienia Słońca.

Aktywność słoneczna wykrywalna jest we wszystkich pasmach długości fal elektromagnetycznych dostępnych obserwacji. Astronom amator Samuel Heinrich Schwabe wykazał w 1844 roku fakt zmieniającej się cyklicznie, mniej więcej co 10 lat, łącznej liczby grup plam. Prowadzone przez Szwajcara Rudolfa Wolfa systematyczne obserwacje potwierdziły istnienie jedenastoletniego cyklu zmiany liczby plam na powierzchni Słońca.

Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE) – eksperyment satelitarny do oceny całkowitego i widmowego rozkładu promieniowania słonecznego dochodzącego do atmosfery ziemskiej.
Troposfera – jest najniższą i najcieńszą warstwą atmosfery, stanowi ok. 80% jej całkowitej masy. Górna jej granica zmienia się w zależności od pory roku i od szerokości geograficznej. Nad biegunami sięga ona do 7 km w zimie i do 9 km w lecie. W umiarkowanych szerokościach geograficznych od 10 km w zimie do 13 km w lecie. Nad równikiem zasięg troposfery waha się od 15 do 18 km przez cały rok. Zróżnicowana grubość troposfery wynika z różnic nagrzewania się obszarów leżących na różnych szerokościach geograficznych oraz różnej wartości siły odśrodkowej działającej na cząsteczki powietrza.

W przybliżeniu co jedenaście lat Słońce wchodzi w nową fazę, kiedy jego aktywność magnetyczna zwiększa się i osiąga maksimum 3-5 lat po okresie minimum. Następnie aktywność maleje przez około 6-7 lat i wraca do małej aktywności. W czasie cyklu na Słońcu pojawia się duża liczba plam w maksimum słonecznym.

Minimum Daltona – okres małej aktywności słonecznej, trwający od około 1790 do 1830 roku. wyznaczony na podstawie szacowanych zmian liczby plam słonecznych. Podobnie jak w przypadku minimum Maundera oraz minimum Spörera, odnotowano w tym czasie niższe średnie temperatury na Ziemi. Na ten okres przypada trzecie i ostatnie maksimum zasięgu lodowców górskich podczas małej epoki lodowej 1820-1850 (czas reakcji lodowców średniej wielkości to 17-40 lat). Mniejszej aktywności słonecznej przypisuje się związek z okresami chłodniejszymi na Ziemi.
Liczba Wolfa – opracowana w 1849 roku przez szwajcarskiego astronoma i matematyka Rudolfa Wolfa metoda określania liczby plam słonecznych w zależności od ilości grup plam. Liczbę tą stosuje się do opisu aktywności słonecznej. Nazwa liczby Wolfa pochodzi od nazwiska twórcy równania.

czytaj dalej: [2], [3]

w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)