pjege i sun�ev ciklus aktivnosti

      Ako Sunce promatramo manjim teleskopom mo�emo uo�iti tamnija podru�ja, u obliku manjih to�kica, koja se prote�u preko Sun�eva lica. To su pjege, a prvi ih je primjetio G. Galilei 1611. godine. Jedno zanimljivo obja�njenje za njihovu pojavu dao je W. Herschel. On je rekao kako pjege zapravo ne postoje, prema njegovu tuma�enju to su samo otvori u vatrenom obla�nom pokrovu kroz koje se vidi hladna i kruta Sun�eva povr�ina. Tako bi na Suncu moglo biti i �ivota.

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

     Pjege su mnogo kompliciranije od jednostavnih to�aka koje mo�emo opaziti kroz teleskop. One se pojavljuju i nestaju. Pjege nisu potpuno hladne ve� su tamnije samo zbog kontrasta prema fotosferi, zra�e pet do deset puta manje od jednakih dijelova fotosfere. Njihova je temperatura od tri i pol do �etiri tisu�e kelvina, za oko dvije tisu�e kelvina manja od okoline. U sredi�tu svake pjege izvire ionizirani plin, a s ioniziranim plinom se prenose i silnice magnetskoga polja. Tako pjege imaju jaku magnetsku aktivnost, a na ovaj na�in se obja�njava Sun�evo magnetsko polje. Magnetsko polje pjega ima magnetsku indukciju od 0,4 tesla, no to nije najve�a vrijednost koju Sunce dosti�e. Magnetsko polje nije jednoliko raspore�eno, 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 ve�e od granule. No one ve�e nastavljaju svoj razvojni put i sljede�ih nekoliko sati ubrzano rastu. Tako uskoro dobivaju svoje dvije komponenta umbru (sjenku) i penumbru (polusjenku). Umbra je sredi�nji dio, a od penumbre se razlikuje po sjaju. U umbri se mogu javiti svijetle to�ke, a pretra�ivanjem se ustanovilo da sadr�i i granule. Penumbra je vlaknaste strukture, vlakna se �ire radijalno od centra pjege, a nastavljaju se u fotosferske granule. Nakon jednog do dva dana pjege posti�u maksimum u veli�ini i magnetskoj aktivnosti. Najve�e pjege vi�estruko prema�uju veli�inu Zemlje. Veli�ina pjega mjeri se u miljuntnim dijelovima presjeka Sun�eve kugle, npr. one ve�e pjege imaju dvjesto miljuntnina. U prosjeku ne traju du�e od deset dana (od nekoliko sati do �est mjeseci).

     Pjege se formiraju u grupe. Oko ve�ih pjega i onih sa ja�im magnetskim poljem okupljaju se slabije. Jedna grupa traje koliko traju i pjege unutar nje. Postoje tri vrste grupa. Naj�e��e su bipolarne grupe. U takvim grupama postoje dvije glavne pjege (one s najja�im magnetskim poljima), oko njih se okupljaju ostali �lanovi. Te dvije glavne pjege nazivaju se vodilica i pratilica. Vodilica je bli�e 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 ju�nog onda je na donjoj polutci obratno. Tako se pri promjeni ciklusa mijenja ovo pravilo. Kada pjege po�nu nestajati ostaje samo jedan polaritet, ovakve grupe se nazivaju unipolarnim. Kada su vodilica i pratilica preblizu jedna druge i ne mogu se razlu�iti onda je to multipolarna grupa, takve grupe su izdu�ene u smjeru Sun�eve rotacije.

     Vezano uz pojavu pjega postoje nekakve pravilnosti, koje nisu obja�njene kao �to nije obja�njeno za�to se pjege uop�e pojavljuju. Pojavljivanje pjega prikazano je leptir dijagramom. Prema tom dijagramu pjege se ne pojavljuju izvan 5� i 45� na ju�noj i sjevernoj polutci. Njihovo pojavljivanje podijeljeno je u cikluse koji traju prosje�no 11 godina, ali to je samo prosjek, najdu�i ciklus trajao je 17, a najkra�i 7 godina. U po�etku 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 zapo�inje prije nego �to nestanu sve pjege staroga ciklusa. Osim jedanaestogodi�njeg ciklusa postoji i stoljetni ciklus, on je vezan uz maksimum pjega koji se mijenja svakih 80 - 90 godina. Bitno je spomenuti zabilje�eno vrijeme kada se pjege uop�e 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. Mogu�e je da je Sun�eva slaba aktivnost povezana sa atmosferskim prilikama na Zemlji.

leptir dijagram pokazuje kako se prema kraju ciklusa pjege spu�taju prema ekvatoru: na po�etku su �e��e oko 30. paralele, a na kraju bli�e ekvatoru (Astronomy Now, Mislav Balokovi�)

pravilna gibanja u fotosferi

     Postoje tri pravilna na�ina gibanja Sun�eve tvari, ovako se javljaju od najmanje prema najve�oj: granule, supergranule i oscilacije. Dakle, granule su najmanja pravilna gibanja Sun�eve tvari. Vide se teleskopom razlu�ivosti od jedne lu�ne sekunde. Mogu se uo�iti samo u sredi�njem dijelu Sun�eva 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 pristi�u iz dubine s brzinom od kilometra u sekundi. Kada do�e do odre�ene dubine njezina se vru�a tvar preljeva u okolinu i hladi. Iz ovog procesa mo�emo zaklju�iti kako su granule vidljivi konvektni elementi. Stvarne dimenzije granula su oko tisu�u kilometara. Traju veoma kratko, nakon desetak minuta potpuno i��eznu. Toplije su za 400 - 500 kelvina od tamnog me�ugranularnog prostora. Unutar granula javljaju se detalji po imenu filigrani.

     Supergranule su, kako im samo ime ka�e granule u ve�im dimenzijama. Tvar supergranule iz dubine pristi�e 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, �to obja�njava za�to 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 najve�im dimenzijama naziva se Sun�eva oscilacija. Oscilaciju primje�ujemo kao titranje fotosfere. Titranje fotosfere odvija se na mahove, naj�e��i je pet minutni period prema kojem je prosjek titranja od �etiri do osam minuta. Najve�a 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 Sun�eve kugle. Oscilacija se mo�e usporediti s valovima potresa na Zemlji, koji se isto tako gibaju po Sun�evoj unutra�njosti. Odbijaju se od kromosfere gdje se tvar naglo razrje�uje. Nauka koja se bavi prou�avanjem Sun�eve aktivnosti poput oscilacija naziva se helioseizmologija.