pjege i sunčev ciklus aktivnosti

      Ako Sunce promatramo manjim teleskopom možemo uočiti tamnija područja, u obliku manjih točkica, koja se protežu preko Sunčeva lica. To su pjege, a prvi ih je primjetio G. Galilei 1611. godine. Jedno zanimljivo objašnjenje za njihovu pojavu dao je W. Herschel. On je rekao kako pjege zapravo ne postoje, prema njegovu tumačenju to su samo otvori u vatrenom oblačnom pokrovu kroz koje se vidi hladna i kruta Sunčeva površina. Tako bi na Suncu moglo biti i života.

sunce snimljeno satelitom SOHO prikazuje brojne pjege i grupe pjega oko sunčevog ekvatora (SOHO/EIT)

     Pjege su mnogo kompliciranije od jednostavnih točaka koje možemo opaziti kroz teleskop. One se pojavljuju i nestaju. Pjege nisu potpuno hladne već su tamnije samo zbog kontrasta prema fotosferi, zrače pet do deset puta manje od jednakih dijelova fotosfere. Njihova je temperatura od tri i pol do četiri tisuće kelvina, za oko dvije tisuće kelvina manja od okoline. U središtu svake pjege izvire ionizirani plin, a s ioniziranim plinom se prenose i silnice magnetskoga polja. Tako pjege imaju jaku magnetsku aktivnost, a na ovaj način se objašnjava Sunčevo magnetsko polje. Magnetsko polje pjega ima magnetsku indukciju od 0,4 tesla, no to nije najveća vrijednost koju Sunce dostiže. Magnetsko polje nije jednoliko raspoređeno, osim u pjegama postoji i magnetsko polje koncentrirano po rubovima supergranula, u cjevastim silnicama dimenzija 500 - tinjak kilometara, tamo je izmjerena magnetska indukcija od 0,1 tesla. Pjega se pojavljuje kao pora, neke pjege takve i ostanu - kao pjege ne veće od granule. No one veće nastavljaju svoj razvojni put i sljedećih nekoliko sati ubrzano rastu. Tako uskoro dobivaju svoje dvije komponenta umbru (sjenku) i penumbru (polusjenku). Umbra je središnji dio, a od penumbre se razlikuje po sjaju. U umbri se mogu javiti svijetle točke, a pretraživanjem se ustanovilo da sadrži i granule. Penumbra je vlaknaste strukture, vlakna se šire radijalno od centra pjege, a nastavljaju se u fotosferske granule. Nakon jednog do dva dana pjege postižu maksimum u veličini i magnetskoj aktivnosti. Najveće pjege višestruko premašuju veličinu Zemlje. Veličina pjega mjeri se u miljuntnim dijelovima presjeka Sunčeve kugle, npr. one veće pjege imaju dvjesto miljuntnina. U prosjeku ne traju duže od deset dana (od nekoliko sati do šest mjeseci).

     Pjege se formiraju u grupe. Oko većih pjega i onih sa jačim magnetskim poljem okupljaju se slabije. Jedna grupa traje koliko traju i pjege unutar nje. Postoje tri vrste grupa. Najčešće su bipolarne grupe. U takvim grupama postoje dvije glavne pjege (one s najjačim magnetskim poljima), oko njih se okupljaju ostali članovi. Te dvije glavne pjege nazivaju se vodilica i pratilica. Vodilica je bliže ekvatoru i isturena je u smjeru rotacije Sunca. Vodilica i pratilica suprotnih su magnetskih polariteta, ako je na gornjoj polutci vodilica sjevernog polariteta, a pratilica južnog onda je na donjoj polutci obratno. Tako se pri promjeni ciklusa mijenja ovo pravilo. Kada pjege počnu nestajati ostaje samo jedan polaritet, ovakve grupe se nazivaju unipolarnim. Kada su vodilica i pratilica preblizu jedna druge i ne mogu se razlučiti onda je to multipolarna grupa, takve grupe su izdužene u smjeru Sunčeve rotacije.

     Vezano uz pojavu pjega postoje nekakve pravilnosti, koje nisu objašnjene kao što nije objašnjeno zašto se pjege uopće pojavljuju. Pojavljivanje pjega prikazano je leptir dijagramom. Prema tom dijagramu pjege se ne pojavljuju izvan 5° i 45° na južnoj i sjevernoj polutci. Njihovo pojavljivanje podijeljeno je u cikluse koji traju prosječno 11 godina, ali to je samo prosjek, najduži ciklus trajao je 17, a najkraći 7 godina. U početku ciklusa pjege se pojavljuju na 30°, a kako im broj raste sele se prema ekvatoru. Maksimum je na 15°, a pri kraju ciklusa su na 8°. Novi ciklus započinje prije nego što nestanu sve pjege staroga ciklusa. Osim jedanaestogodišnjeg ciklusa postoji i stoljetni ciklus, on je vezan uz maksimum pjega koji se mijenja svakih 80 - 90 godina. Bitno je spomenuti zabilježeno vrijeme kada se pjege uopće nisu vidjele, to se razdoblje naziva Maunderovim minimumom pjega. To je razdoblje trajalo od 1650. do 1715. godine i u Europi je poznato kao malo ledeno doba. Moguće je da je Sunčeva slaba aktivnost povezana sa atmosferskim prilikama na Zemlji.

leptir dijagram pokazuje kako se prema kraju ciklusa pjege spuštaju prema ekvatoru: na početku su češće oko 30. paralele, a na kraju bliže ekvatoru (Astronomy Now, Mislav Baloković)

pravilna gibanja u fotosferi

     Postoje tri pravilna načina gibanja Sunčeve tvari, ovako se javljaju od najmanje prema najvećoj: granule, supergranule i oscilacije. Dakle, granule su najmanja pravilna gibanja Sunčeve tvari. Vide se teleskopom razlučivosti od jedne lučne sekunde. Mogu se uočiti samo u središnjem dijelu Sunčeva kruga, a razlog tomu je nedovoljna prozirnost plina pri rubovima kruga. Iako ih mi ne vidino, ima ih preko cijelog Sunca. Granule se nalaze u dubljim slojevima fotosfere. One pristižu iz dubine s brzinom od kilometra u sekundi. Kada dođe do određene dubine njezina se vruća tvar preljeva u okolinu i hladi. Iz ovog procesa možemo zaključiti kako su granule vidljivi konvektni elementi. Stvarne dimenzije granula su oko tisuću kilometara. Traju veoma kratko, nakon desetak minuta potpuno iščeznu. Toplije su za 400 - 500 kelvina od tamnog međugranularnog prostora. Unutar granula javljaju se detalji po imenu filigrani.

     Supergranule su, kako im samo ime kaže granule u većim dimenzijama. Tvar supergranule iz dubine pristiže brzinom od nekoliko desetaka metara pa do kilometra u sekundi. Tvar izvire u centru supergranule, a ponire pri rubovima. Kako je plin koji izvire u centru djelomice ioniziran s njim se prenosi magnetsko polje, što objašnjava zašto je ono koncentrirano pri rubovima supergranula. Dimenzije supergranula su oko 30 000 kilometara. Rasprostranjene su po cijelom Suncu i u svakom ih trenutku ima oko 2000.

     Gibanje plina u najvećim dimenzijama naziva se Sunčeva oscilacija. Oscilaciju primjećujemo kao titranje fotosfere. Titranje fotosfere odvija se na mahove, najčešći je pet minutni period prema kojem je prosjek titranja od četiri do osam minuta. Najveća brzina koju postigne plin u titraju iznosi do pola kilometra u sekundi. Do titranja dolazi zbog pritiska plina, a pritisak je pak uzrokovan konvekcijom u dubinama Sunčeve kugle. Oscilacija se može usporediti s valovima potresa na Zemlji, koji se isto tako gibaju po Sunčevoj unutrašnjosti. Odbijaju se od kromosfere gdje se tvar naglo razrjeđuje. Nauka koja se bavi proučavanjem Sunčeve aktivnosti poput oscilacija naziva se helioseizmologija.