FOTOSFERA

Granulacija

Faculae - svetle lise okoli peg, vidne so tudi v beli svetlobi

 V fotosferi nastajajo konvekcijski stebri, katerih vrhovi se na površini vidijo kot granule. Te dovajajo na vrh fotosfere nov, vroč plin. V območjih, kjer nastanejo pege, pa je ta dovod prekinjen in plin se ohladi, zato postane temnejši - nastane pega. Povdariti gre, da pege v resnici sploh niso temne, le nekoliko manj svetle od okolice!!
Ena od obsežnejših atmosferskih motenj je fotosferska bakla ali facula, ki jo kot svetlo zaplato lahko neposredno opazujemo ob večjih skupinah peg, ponavadi ob robu Sonca. To so topli plini, ki jih tvorijo konvekcijski tokovi in imajo za okoli 300 K višjo temperaturo od okolice in so zato svetlejši.

Sonce in njegovo magnetno polje se na ekvatorju ne vrti enako hitro kot na polih (25 in 34 dni). To pomeni, da se magnetno polje prične navijati in tako nastanejo motnje. Pod površjem se oblikujejo magnetne cevi. Zaradi vzgona se cev uviha in dvigne nad površino fotosfere. Tako nastane novo lokalno magnetno polje. Na teh mestih se pojavi burnejša aktivnost, saj lokalno magnetno polje diktira razvoj različnih pojavov. Takšnim mestom pravimo vroča mesta ali ‘hot spots’.

Slika v bližnji ultravijolični svetlobi, posneta s SOHA, s koronagrafom EIT. Približno na sredini Sončevega diska lahko vidimo ‘hot spot’ in izrazite silnice lokalnega magnetnega polja.

 Na mestih močnega lokalnega magnetnega polja se plin ujame v t.i. koronalne zanke. Koronalne zanke in plin ujet v njih oblikujejo mirne protuberance (opisane v poglavju KROMOSFERA).

	Levo, zgoraj levo in desno: več posnetkov koronalnih zank in ujetega plina. To so glavni indikatorji ‘hot spota’. Spodaj: nastanek lokalnega magnetnega polja
	Na mestih, kjer nova magnetna cev predre površino, nastanejo sončeve pege (na sliki levo). Temne so, ker so nekoliko (1000 - 1500 K) hladnejše od okolice. Ponavadi so opazne že z najmanjšimi teleskopi, včasih pa so dovolj velike, da jih vidimo celo s prostim očesom (seveda z uporabo primernega filtra!!!). Pege so lahko različnih oblik, vendar predvsem večje kažejo značilen vzorec oblike. V središcu je temna senca ali umbra, obkrožajo pa jo nekoliko manj temna vlakna, ki sestavljajo polsenco ali penumbro. Premeri peg so različni, od 1000km pa tja do 100000km. Nekatere pege živijo le nekaj ur, nekatere skupine pa celih 6 mesecev. Levo: Največja pega posneta 8. aprila 1947. Površina je znašala malih 18 milijonov km2.

 Pega se ponavadi začne kot pora. To je majhna pegi podobna motnja, ki za razliko od pege nima penumbre in je mnogo manjša od pege. Pora lahko v nekaj minutah izgine, lahko pa se razvije v pego.

 Pege se na Soncu pojavljajo periodično. V 11 letih se zaključi en cikel, v katerem preteče en maksimum in en minimum. Ob minimumih se razmeroma pogosto zgodi, da na Sončevem površju ni niti ene same pege. Ob maksimumu pa so prisotne številne skupine peg. Cikel ni simetričen, maksimum ponavadi nastopi 4.5 leta po začetku cikla, do naslednjega minimuma pa preteče še 6.5 let. Takoj po minimumu, ko se aktivnost prične večati, se pege pojavljajo na heliografskih širinah 35 do 40 s topinj severno in južno. Ko se Sonce pomika proti maksimumu se pege pomikajo proti ekvatorju. Ob maksimumu se pojavljajo med 10 in 20 stopinjami heliografske širine. Ko se Sonce pomakne proti minimumu, se pege tekočega cikla pomaknejo do 3 stopinj heliografske širine, na 30 do 40 stopinjah pa se že pojavljajo pege novega cikla. Pege nikoli ne dosežejo ekvatorja. Pege novega cikla imajo nasprotno polariteto od tistih v prejšnjem ciklu, tako da pravi Sončev cikel traja 22 let.

Graf Sončeve aktivnosti (Od leta 1645 – 1715 pa je prišlo do dolgotrajnega minimuma (Maunderjev minimum)

 Glede na obliko skupine Sončevih peg delimo na tri osnovne tipe. unipolarne, v katerih prevladuje ena sama pega, dipolarne, v katerih sta prisotni vodilna in sledilna pega in multipolarne, v katerih je prisotnih več peg. Izkazalo se je, da je pri unipolarnih skupinah polariteta pege poljubna, pri dipolarnih pa sta pegi nasprotih polaritet. To kaže, da so pege pravzaprav motnje v Sončevem magnetnem polju.

Različne skupine peg: levo je unipolarna, v sredini dipolarna in desno multipolarna.

 Občasno pride do sprostitve ogromnih količin magnetne energije nakopičene v takšnem lokalnem magnetnem polju. Energija se sprosti v obliki izbruha, ki se imenuje blišč in je najbolj energetski pojav na Soncu, mnogo močnejši od protuberanc. Blišči so relativno nevarni izbruhi tudi za Zemljo, saj sprožijo izbruhe "coronal mass ejection", poleg tega pa oddajajo nabite delce z zelo visokimi hitrostmi. Poleg tega izbruh spremlja močan pulz rentgenskih in ultravijoličnih žarkov. Navkljub svoji veliki moči pa blišč traja le nekaj minut, največ do 3 ure. Pred nedavnim so astronomi, ki opazujejo s sondo SOHO, našli povezavo med pojavom sigmoida in bliščem. Sigmoid je ponavadi svetlo območje v hot spotu v obliki črke S, iz katerega se kmalu razvije blišč.

 Posebna kategorija bliščev so "WLF blišči" ali "White Light Flares". Ti blišči so dovolj siloviti, da jih lahko opazimo v beli svetlobi z navadnim amaterskim teleskopom. So zelo redki in se pojavljajo le okoli maksimuma aktivnosti.
 Več o WLF bliščih.

Zaporedje posnetkov s sonde SOHO in koronagrafa EIT. 23. decembra 1996 kažejo blišč in nastajanje "coronal mass ejection" (v tretji in četrti sliki je vidno temno območje, kjer nastaja izbruh).

WLF blišč posnet 7. avgusta 1972 iz observatorija Big Bear.

 Blišči poleg izbruhov "coronal mass ejections" povzročajo tudi potrese. Analogija je v koncentričnih udarnih valovih, ki so podobni udarnim valovom pri zemeljskem potresu. Ker sta fotosfera in kromosfera plinasta, udarni valovi potujejo podobno kot v zemeljskih oceanih.

Na sliki je potres na Soncu, ki ga je leta 1998 med bliščem posnela sonda SOHO. Koncentrični udarni valovi potujejo s 50 km/s.