Zjawiska zachodzące w Słońcu

BUDOWA SŁOŃCA

Słońce to olbrzymią obracającą się kulą zbudowana głównie z gazów.

W widmie gwiazdy udało się odczytać (wykryć) linie absorpcyjne odpowiadające blisko 70 pierwiastkom, a stosunkowo proste (pod względem chemicznym) cząsteczki takie jak choćby CN, OH, CH, NH, i innych.

Całość ta jest zamknięta w kuli o średnicy blisko 1,4 miliona kilometrów i masie 1,989 * 10³⁰ kg. Najbliższa nam gwiazda ma objętość 1,4 * 10²⁷ m³ a jej powierzchnia zajmuje ponad 6 * 10¹⁸ m².

We wnętrzu Słońca panuje gigantyczna temperatura 16 milionów K, jego powierzchnia (czyli fotosfera) ma 4500 K (temperatura efektywna fotosfery to blisko 5800 K). Korona słoneczna jest także niewyobrażalnie gorąca - ma 1 milion K.

Gęstość gazu znajdującego się wewnątrz Słońca wynosi 1,58 * 10⁵ kg/m³; na jego powierzchni (czyli w fotosferze) 4 * 10^-4 kg/m³; w koronie z kolei od 10 do 11 kg/m³. Średnia gęstość materii z której zbudowane jest Słońce wynosi 1408 kg/m³ (dla porównania Ziemia ma średnią gęstość 5520 kg/m³ - jest więc pod tym względem lepsza od Słońca).

We wnętrzu gwiazdy panuje olbrzymie ciśnienie blisko 3 * 10¹⁶ (jest to równoważne ciśnieniu 300 miliardów atmosfer!!)

Z kolei przyśpieszenie grawitacyjne na Słońcu wynosi 274,96 m/s²; prędkość ucieczki (czyli prędkość jaką trzeba nadać ciału aby opuściło atmosferę gwiazdy) 618,67 km/s.

Porównanie niektórych z powyższych wielkości do odpowiednich tym na Ziemi otrzymujemy:

• Słońce jest 335 000 razy cięższe,
• ma średnicę większą 105-krotnie od ziemskiej,
• przyspieszenie jest 28-krotnie większe,
• prędkość ucieczki jest z kolei nieco ponad 55 razy większą.

Materia, która stanowi budulec Słońca, pomimo panującego olbrzymiego ciśnienia wszędzie zachowuje właściwości gazu.

Model budowy najbliższej nam gwiazdy przewiduje, że w jego wnętrzu znajduje jest jądro i stanowi ono od 0 do 25% jego promienia. W jądrze zachodzą reakcje termojądrowe, które stanowią źródło energii słonecznej. Jak wspomniano wcześniej w jądrze panuje temperatura od 8 do nawet 16 milionów K, a gęstość wynosi nawet 1,58 * 10⁵ kg/m³, ciśnienie wynosi 3 * 10¹⁰ MPa (blisko 300 miliardów atmosfer).

Od 26 do 86% promienia Słońca zajmuje druga strefa - jest to strefa promienista. Energia wytworzona w jądrze jest w tej strefie przenoszona wyżej w wyniku promieniowania. Temperatura w tej strefie wynosi od 0,5 do 8 milionów K, gęstość z kolei mieści się w przedziale 0,2 * 10⁵ - 30 kg/m³. Powyżej tej strefy od około 87% promienia aż do fotosfery, znajduje się tzw. sfera konwekcji. Transport energii w tej strefie odbywa się w wyniku procesów konwekcji, czyli krążenie materii. Jest ona unoszona ku górze (czyli górnym partiom gwiazdy) analogicznie jak ciepłe powietrze unosi się do góry. Temperatura w strefie konwekcji wynosi od 6600 do 0,5 miliona K, gęstość zaś od 4 * 10^-4 do 30 kg/m³.

Tuż powyżej strefy konwekcji znajduje się atmosfera słoneczna - sięga ona na odległość około dwóch promieni słonecznych. Temperatura w strefie konwekcji jest dostatecznie niska i dzięki temu zachodzą w niej procesy rekombinacji jonów z wolnymi elektronami (czyli elementarnymi ładunkami ujemnymi). W wyniku tego procesu powstają (formują się) atomy oraz jony ujemne. Proces ten powoduje ponadto to, że obszar konwekcji staje się coraz mniej przeźroczysty.

Ponieważ Słońce to ogromna gazowa kula, nie ma ono wyraźnej zaznaczonej granicy pomiędzy jego wnętrzem a jego atmosferą. Obserwując Słońce z powierzchni naszej planety widzimy zjawiska jakie zachodzą na widocznej części tarczy słonecznej, i to ją uważamy za właściwą "powierzchnię" Słońca. Atmosferę gwiazdy dzielimy na fotosferę, chromosferę oraz na koronę słoneczną. Najgłębsza z nich i obserwowalna - fotosfera - ma grubość ledwie 300-500 kilometrów, lecz to wystarcza aby skutecznie przysłaniać wnętrze gwiazdy. Temperatura w fotosferze wynosi od 4000 do 6600 K a gęstość od 4 * 10^-4 do 8 * 10^-5 kg/m³. Fotosfera charakteryzuje się ziarnistą strukturą na którą składają się granule oraz pary gorącego gazu wypływającego z głębszych warstw Słońca. Rozmiar granuli jest dość spory i waha się od 10 do nawet 2500 kilometrów; granule te wypływają na zewnątrz z szybkością około 1 km/s i są one o blisko 300 K cieplejsze od otoczenia. Dzięki temu fotosfera jest o około 10% jaśniejsza niż tło.

Nie ma wyraźnie ustalonej granicy pomiędzy fotosferą a następną warstwą - chromosferą. Chromosfera to kolejna warstwa atmosfery słonecznej. Ma ona 10-15 tysięcy kilometrów grubości a temperatura wynosi w niej od 106 do 4000 K. Gęstość tej warstwy wynosi od 8 * 10^-5 do 10^-11 kg / m³. Chromosferę możemy obserwować z Ziemi tylko w czasie całkowitych zaćmień Słońca albo przy zastosowaniu specjalnych metod obserwacyjnych. Widoczna jest wówczas cienka, czerwona obwódka - to właśnie jest chromosfera. W warstwie tej nie występuje żadna równowaga termiczna - na przemian występują obszary o wyższej i niższej temperaturze. Temperatura (wbrew naszej intuicji) rośnie, co jest spowodowane przez liczne procesy o charakterze falowym. Na fotografiach warstwa ta wygląda jak trawiasty obszar, co jest spowodowany z kolei przez tzw. spikule, czyli bryzgi chromosferyczne. Są to drobne, wystrzeliwująca na wysokość do 10 tysięcy kilometrów strugi gazu. W chromosferze mają swoje źródła takie zjawiska jak rozbłyski chromosferyczne, pochodnie oraz protuberancje. Częstość ich występowania zmienia się zgodnie z cyklami aktywności słonecznej. Różnorodność tych zjawisk, jednocześnie szybko zmieniających się w czasie, można zaobserwować tylko za pomocą dość skomplikowanej aparatury.

Najrozeglejszą warstwą atmosfery jest korona słoneczna. Jest ona oddzielona od chromosfery stosunkowo cienką warstwą graniczną (ma ona grubość około 100 kilometrów). W tej warstwie granicznej uwidaczniają się nieciągłości zmian zarówno temperatury jak i gęstości. Temperatura korony sięga nawet miliona K, gęstość z kolei maleje i wynosi od 10^-11 do 10^-14 kg/m³. Przy chromosferze w 1 cm³ występuje w przybliżeniu około 100 milionów cząstek, zaś w odległości równej pięciu promieniom Słońca od jego środka maleje ona do zaledwie 20 tysięcy cząstek w 1 cm³. Koroną naszej gwiazdy można obserwować albo podczas całkowitego zaćmienia Słońca (co występuje bardzo rzadko), albo przy pomocy urządzenia zwanego koronografem. Obserwując koronę, widzimy srebrzysto-metaliczną aureolę otaczającą tarczę Słońca. Kształt tej aureoli zależy silnie od aktywności słonecznej.

Korona ekspanduje w przestrzeń kosmiczną jako wiatr słoneczny. Tak jak chromosfera korona słoneczna ogrzewana jest przez energię powstającą w skomplikowanych procesach magnetohydrodynamicznych.

PRODUKCJA ENERGII NA SŁOŃCU

Znaczna część energii wykorzystywanej na naszej planecie pochodzi właśnie ze Słońca. Oświetla ono bezpośrednio powierzchnię Ziemi i w ten sposób ogrzewa ją. Jako źródło energii wykorzystujemy powszechnie kopaliny, w których właśnie zmagazynowana jest energia pochodząca ze Słońca.

Energia w najbliższej nam gwieździe powstaje w jego jądrze - obszarze zajmującym ¼ części jego promienia - na skutek reakcji termojądrowych. Energia ta następnie zostaje przetransportowana poprzez takie procesy jak konwekcja i promieniowanie na powierzchnię i następnie wysyłana zostaje w przestrzeń międzyplanetarną i dociera także do nas. We wnętrzu Słońca muszą oczywiście występować odpowiednie warunki aby mogły tam zachodzić reakcje termojądrowe - panuje tam temperatura 16 milionów K i ciśnienia rzędu 300 miliardów atmosfer. W wyniku reakcji termojądrowych atomy wodoru zamieniają się w atomy helu i uwalniane są przy tym znaczne ilości energii. W ciągu każdej sekundy z powierzchni 1 m2 Słońce wypromieniowuje energię 62,9 * 10⁶ J - z całej powierzchni jest zatem emitowana gigantyczna ilość 3,8 * 10²⁶ J energii. Wytworzenie takiej ilości energii wymaga przemiany bardzo wielu atomów wodoru - każdej sekundy w hel zamienia się blisko 4 miliony ton tego gazu! W czasie przemiany jednego zaledwie atomu wodoru w hel powstaje 1012 J energii.

W czasie każdej sekundy dociera do powierzchni naszej planety 2 * 10¹⁷ J energii pochodzącej ze Słońca, czyli równowartość 2 * 10¹⁴ kW. Połowa tej energii odbija się od atmosfery ziemskiej bądź też ulega tam rozproszeniu i pochłonięciu (absorpcji). Z energią produkowaną na Słońcu związane jest pojęcie tzw. stałej słonecznej - określa ona ilość energii która dociera do obiektu ustawionego prostopadle w odległości 1 AU od powierzchni gwiazdy. Stała ta wynosi 1368 J / (m² * s).

Z kolei moc promieniowania gwiazdy wynosi około 3,85 * 10²⁶ W. Od swoich narodzin Słońce straciło (min. właśnie z powodu wypromieniowania energii) zaledwie 0,1 % swojej pierwotnej masy a tylko około 5% wodoru przekształciło się w reakcjach termojądrowych w hel, jednakże w okolicach jądra gwiazdy wodór stanowi już tylko 40% masy. Obliczenia wskazują zaś że produkcja energii na obecnym poziomie będzie trwała jeszcze przez blisko 6 miliardów lat. Energia wyprodukowana w jądrze musi się z niego w "wydostać" a proces ten zajmuje jej aż blisko 1 milion lat!

POLE MAGNETYCZNE SŁOŃCA

W tzw. strefie konwektywnej, produkowany jest bardzo silny prąd elektryczny. Powstaje on na skutek ruchu pionowego materii oraz wskutek dość specyficznego typu ruchu obrotowego najbliższej nam gwiazdy. Prądy te wytwarzają również pole magnetyczne wokół Słońca. Za powstanie pola magnetycznego odpowiedzialna jest także plazma charakteryzująca się bardzo wysoką temperaturą i bardzo dużym przewodnictwem. Z kolei obszar pomiędzy otoczką a wnętrzem gwiazdy jest odpowiedzialny za wzmacnianie tego pola. W plamach słonecznych pole magnetyczne jest najsilniejsze - pole to ma od około 2000 do nawet 4000 erstedów.

Powstawanie pola magnetycznego wokół Słońca nie jest jednak łatwo wytłumaczalnym zjawiskiem. Podejrzewa się, że jest ono efektem "nawijania" się różnych linii pola i w ten sposób powstają jeszcze silniejsze pola. Pola plam słonecznych ulegają rozmyciu w wyniku ruchów otaczającej Słońce atmosfery. Pole magnetyczne gwiazdy można opisać jako dipol magnetyczny charakteryzujący się indukcją rzędu 1 - 2 * 10^-4 T, co jest wartością bardzo zbliżoną do indukcji ziemskiego pola magnetycznego.

Całkowity magnetyczny cykl Słońca wynosi 22 lata i jest spowodowany głównie różną prędkością rotacji gazu na różnych szerokościach heliograficznych. Co 11 lat zmienia się z kolei biegunowość naszej gwiazdy.

Najnowsze badania dowodzą, że silne prądy elektryczne oraz pole magnetyczne poprzez oddziaływania z materią uczestniczą także w tworzeniu miejsc aktywności słonecznej.

AKTYWNOŚĆ SŁONECZNA I OBSERWOWANE NA SŁOŃCU STRUKTURY

Wszystkie zmiany i zjawiska fizyczne zachodzących w sposób cyklicznie w atmosferze Słońca, we wszystkich jego warstwach określamy mianem aktywności słonecznej.

Są one obserwowane na Ziemi we wszystkich rodzajach docierającego do nas promieniowania elektromagnetycznego: w promieniowaniu radiowym (czyli falach o największej długości), w podczerwieni (fale o długości od 780 nm[1] do 1 μm[2]), w zakresie światła widzialnego (fale te mają długość 380 - 780 nm) oraz w ultrafiolecie (10 - 380 nm) i w promieniowaniu rentgenowskim i gamma.

Zmiany docierającego do nas promieniowania obserwowane są przez naziemne obserwatoria astronomiczne oraz przez liczne stacje badawcze znajdujące się na sztucznych satelitach. Zakres oraz dokładność tych badań wzrosła znacznie w ostatnich latach na skutek zastosowania coraz to bardziej wyrafinowanej i precyzyjniejszej aparatury badawczej. Bardzo ważne są badania Słońca prowadzone ze sztucznych satelitów okrążających naszą planetę.

Cykliczne zmiany aktywności najbliższej nam gwiazdy zaobserwował po raz pierwszy w roku 1843 niemiecki astronom Heinrich Schwabe (dodajmy, że z zawodu był aptekarzem - astronomia była tylko jego pasją). Z kolei szwajcarski astronom Rudolf Wolf określił długość jednego cyklu słonecznego na 11,1 lat, ponadto wymyślił wygodny sposób wyznaczania tzw. aktywności plamotwórczej gwiazdy - bardzo ważna jest tutaj tzw. liczba Wolfa. Cykliczność aktywności gwiazdy ujawnia się w następujących zjawiskach:

• cyklicznych występujących plamach na Słońcu,
• aktywności rozbłyskowej,
• emisji radiowej chromosfery i korony słonecznej[3].

Okres aktywności rozbłyskowej zmienia się w każdym cyklu i waha się od 9 do 13,5 lat.

Plamy słoneczne

Włoski uczony Galileo Galilei, jako pierwszy w Europie zaobserwował plamy słoneczne. Dokonał tego przy pomocy własnoręcznie zbudowanego teleskopu. Z kolei Rudolf Wolf - Szwajcarski astronom zaproponował system jakim określono stopień zaplamienia tarczy słonecznej. Miarą występowania plam na tarczy jest tzw. liczba Wolfa; R = k10g+p, gdzie "k" to współczynnik, w zależności od sprzętu do obserwacji, "g" to liczba grup plam mnożona przez 10, natomiast "p." to liczba pojedynczych plam występujących w grupach,

pojedyncza plama liczona jest jako grupa. Astronom ten wprowadził oraz opracował system służący do obserwowania i rejestrowania ilości plam na Słońcu. Licząc od czasu pierwszego minimum wyznaczonego przez R.Wolfa w roku 1755, w 2001 roku miało miejsce maksimum 23 cyklu. W kwietniu tegoż roku zmieniła się biegunowość magnetyczna Słońca, tzn. biegun heliograficzny północny posiada biegunowość magnetyczną południową, a południowy - północną. Tak jest aktualnie.

Plama słoneczna to płytkie wgłębienie, którego dolna powierzchnia umiejscowiona jest kilkaset kilometrów poniżej fotosfery. Spowodowane jest to silnym polem magnetycznym, którego natężenie dochodzi do 4 tysięcy erstedów. Obszary charakteryzujące się nieregularnym kształtem i ciemniejszą barwą od tła fotosfery, na początku występuję jako pory o średnicy około 2 500 km. Jednak powiększają się i mogą osiągać wielkość do 50 000 km średnicy, a nawet więcej, bo nawet do 130 000 km średnicy. W kontraście z fotosferą plamy na Słońcu wydają się być bardzo ciemne. Te efekt wynika z faktu, że w ich wnętrzu temperatura jest o 1 000 - 1 800 K niższa od otaczającego je gazu fotosfery. Plama całkowicie ukształtowana zbudowana jest z centralnie znajdującego się w niej jądra zwanego cieniem ( umbra ), które otoczone jest jaśniejszym obszarem sprawiającym wrażenie włókien. Jest to tzw. Półcień (penumbra). Środek plamy (umbra) zdaje się być koloru czarnego, natomiast penumbra jest obszarem jaśniejszym, wynika to z tego, że półcień ma temperaturę wyższą o kilkaset stopni od cienia. Cień otaczają radialnie ułożone włókna które mają długość od 5 do 7 * 10³ km i szerokość 300-400 km. Ich czas życia wynosi od 0,5 do 6 godzin. Pierwsze plamy cyklu ukazują się najczęściej parami. Znajdują się najczęściej w dużych szerokościach heliograficznych (+/- 40° ), następne plamy pojawiają się w szerokościach coraz to mniejszych aż po sam równik słoneczny. Równocześnie w małych szerokościach pojawiają się już plamy następnego cyklu. Najwięcej plam na Słońcu występuje wówczas, gdy powstają one w małych szerokościach heliograficznych (ok. 20°), wtedy występuje zjawisko maksimum aktywności słonecznej. Linie pola magnetycznego (charakteryzującego się indukcją od 0,2 do 0,4 T) występujące w cieniu plamy, do powierzchni plamy są prostopadłe, zmniejszając kąt w półcieniu. Najczęściej wówczas drugi biegun pola magnetycznego, umiejscowiony jest w sąsiedniej plamie. Ponieważ duże plamy mają bardzo skomplikowane i zróżnicowane pola magnetyczne, ma to dość duże konsekwencje w powstawaniu rozbłysków chromatycznych. Nie udało się jednak jednoznacznie wyjaśnić mechanizmu, stabilności czy też głębokości plam. Ustalić udało się natomiast, że typowe pola magnetyczne plam słonecznych mają wartość 3 kGs (kilogausy) i charakterystyczne średnice około 4 000 km. Zwykle średnice te są mniejsze od 30 000 tysięcy km, temperatura zaś zawiera się w przedziale 4000 ± 100K. Mogą się one dzielić i łączyć powodując duże rozbłyski.

Dzięki SOHO, czyli orbitalnemu obserwatorium, udało się poznać budowę plam na Słońcu. Ich pole magnetyczne jest stosunkowo duże, a linie sił wychodzące z plamy posiadają jednakowy zwrot. Układ ten można by porównać do walizki wypełnionej cienkimi sztabkowymi magnesami, które ułożone są jeden obok drugiego. Aby je utrzymać obok siebie trzeba by użyć wielkiej siły, ale tylko wtedy, gdy skierowane są jednoimiennymi biegunami w tą samą stronę. Zgodnie z tą zasadą, plama słoneczna powinna się pojawić i natychmiast zniknąć. Jednak plamy, zwłaszcza te duże utrzymują się przez kilka dni a nawet tygodni. Dlaczego więc tak się dzieje? Dotychczas udało się zaobserwować jedynie dość cienką zewnętrzną warstwę atmosfery słonecznej. Stwierdzono wówczas, że materia odpływa od plamy, nie zdając sobie sprawy co dzieje się głębiej. Dzięki obserwatorium w SOHO udało się odtworzyć strukturę plamy słonecznej. Okazuje się, że ze wszystkich stron płynie w jej kierunku materia a osiągnąwszy brzeg plamy, z szybkością dochodzącą do 4 000 km/h, zanurza się pod powierzchnię na głębokość kilku tysięcy kilometrów. Materia ta zderza się tam z gorącymi gazami które chcą wypłynąć do góry. W efekcie tego rozpływa się na boki i w pewnej odległości od plamy rozdziela się na strumienie płynące zarówno w górę jak i w dół. Czynnikiem stabilizującym plamę są gazy napływające ku "namagnesowanym" obszarom. Napierają one wówczas na jego granicę.

Plazma w plamach słonecznych zmienia się stale: przepływa ona wzdłuż ciemnych włókien półcienia plamy, w stronę obszarów zewnętrznych, z prędkością 6 - 7 km/s ( przepływ Eversheda ). Pierwszymi oznakami ukazania się plam słonecznych, są pola magnetyczne , które pojawiają się o wiele wcześniej i dużo później zanikają niż sama plama. W podobny sposób zachowują się obłoki wapniowe, czyli obszary świecących atomów zjonizowanego wapnia, widoczne w chromosferze.

Plamy na Słońcu są przykładami ogólnej klasy tzw. "rur magnetycznych". Ich idea zgadza się z dokładnością do 10° z pionowym polem magnetycznym cienia. W obszarach zewnętrznych półcienia pole magnetyczne staje się poziome. Plamy słoneczne są o około 2 000 K chłodniejsze od otaczającej je fotosfery. Przyczyny tego nie udało się jednak dokładnie wyjaśnić. Jedna z teorii mówi, że silne pole magnetyczne plamy wpływa na ograniczenie konwekcji ciepła z dolnych warstw Słońca. Z powodu zakrzywienia pola w półcieniu ulega ono rozprzestrzenieniu na stosunkowo duży obszar wokół samej plamy. Inna teoria mówi, że powodem tego jest działanie fal MHD (magnetohydrodynamicznych).

Wokół grupy plam zaobserwować dają się jaśniejsze miejsca w fotosferze. Zostały one nazwane polami pochodni fotosferycznych. Ukazują się jeszcze przed pojawianiem się pierwszej plamy a pozostają nawet po zniknięcia ostatniej. Pola pochodni pokryte są wężykowatymi jasnymi włóknami, zwanymi pochodniami (fakuły). Powstają one w wyniku zwiększonego wypływu ciepła wokoło grupy plam, jednak nie znamy dokładnego mechanizmu tego zjawiska. Pochodnie najlepiej obserwować przy brzegu tarczy słonecznej. Ich najwyższe części pól są 1,5 razy jaśniejsze oraz cieplejsze o 200 do 300 K niż otaczająca je fotosfera.

Na długo zanim pojawią się plamy, przy użyciu spektroheliografów, w centrach słonecznej aktywności, obserwować dają się miejsca większe od pól pochodni fotosferycznych. Obserwować dają się jako pewnego rodzaju zaburzenia w liniach widmowych pochodzących od zjonizowanych atomów wapnia i wodoru. Obszary o tej wzmożonej aktywności utrzymują się również po zaniku plam a nad nimi obserwuje się wzmożone promieniowanie rentgenowskie, które pochodzi częściowo z korony.

Kolejnym zjawiskiem zachodzącym na Słońcu są protuberancje. Mianem tym określamy zjawisko wyrzucenia materii słonecznej z chromosfery na dziesiątki tysięcy kilometrów. Opada ona powoli w dół.

Protuberancje mogą być zarówno wybuchowe jak i spokojne. Te wybuchowe żyją krótko - od kilkunastu minut do kilku godzin i są efektem silnego rozbłysku. Spokojne z kolei mogą utrzymywać się przez kilka miesięcy. W protuberancjach o ruchu materii decyduje przenikające je pole magnetyczne. Obserwować można je na brzegu tarczy słonecznej przy użyciu koronografów, a także w czasie całkowitego zaćmienia Słońca. Przy pomocy filtrów Ha, na tarczy słonecznej widoczne są włókna lub filamenty, czyli ich rzuty z góry. Temperatura protuberancji jest znacznie niższa od temperatury korony. Czym wyżej , tym protuberancja staje się coraz chłodniejsza i rozpływa się. Zarówno liczba plam i protuberancji jest w chromosferze różna i występują one na całej tarczy słonecznej. Prawdopodobnie protuberancje są wynikiem uwięzienia plazmy w polu magnetycznym występującym w chromosferze oraz w koronie słonecznej.

W obszarach rozwoju dużych grup plam, pojawiają się rozbłyski chromosferyczne. Mianem tym określamy krótkotrwałe i gwałtowne pojaśnienia. Rozbłyski te trwają kilka do kilkunastu minut. Osiągają wówczas swoją maksymalna jasność a następnie szybko znikają. Obserwowane są w widmowych liniach H-α wodoru. Sam początek rozbłysku najczęściej ma miejsce w dolnej koronie, zazwyczaj wysoko nad chromosferą. Zjawisko to ma największy wpływ na wszystkie zmiany które zachodząc w atmosferze Słońca. Rozbłyski związane są z pojaśnieniami i wzrostem promieniowania, a także wpływają na magnetosferę i górne warstwy atmosfery naszej planety. Badania wykazują, że rozbłyski powstają na skutek niejednorodnych pól magnetycznych. Występuje ponadto tzn. warstwa neutralna, czyli granica pomiędzy dwoma polami magnetycznymi o różnej biegunowości. Po obu jej stronach, w miarę oddalania się bardzo szybko wzrasta natężenie pola magnetycznego. Rozbłyski pojawiają się tam, gdzie ten gradient jest największy i powstają po obu stronach tej strefy. Dość ściśle wiąże się to z kształtem pola magnetycznego. W czasie rozbłysku pole magnetyczne słabnie a potem się powoli odradza. Fakt ten świadczy o tym, że rozbłysk czerpie z niego swoją energię. Przemiany zachodzące w polach magnetycznych, jak dotąd określono, są główną przyczyną powstawania rozbłysków. A także być może częściowa ich anihilacja. Gdy opisane tu zjawiska magnetyczne zachodzą w grupie dużych plam, oddziałują z cząstkami plazmy i zachodzą procesy przypominające gwałtowne wybuchy. W ich trakcie uwalniane są wielkie ilości energii i do wysokiej temperatury ogrzewa się otaczający gaz. Temperatura ta może osiągnąć nawet wartości do 40 milionów K, przekraczające wartości w centrum Słońca. W czasie wyjątkowo silnych rozbłysków mogą wystąpić krótkotrwałe warunki do zajścia reakcji termojądrowej. Zdarza się to jednak niezwykle rzadko, ostatni raz obserwowano to w roku 1972. Cząsteczki plazmy w czasie tego zjawiska osiągają prędkości do 500 - 1000 km/s. Są wyrzucane w przestrzeń okołosłoneczną, docierają także do Ziemi oddziałując na naszą atmosferę. Poziomy rozmiar rozbłysku może osiągać rozmiar 30 tysięcy kilometrów, a czasem więcej. Z pojaśnienia w centrum wypływają włókna, które w czasie dużych rozbłysków mogą dochodzić do 100 000 kilometrów. Następuje wówczas emisja promieniowania ultrafioletowego, rentgenowskiego i radiowego. W trakcie wybuchu gigantyczne ilości uwalnianej energii dochodzą do wartości 1032 ergów, czyli około 3 * 10¹⁸ kilowatogodzin. Jest to kilka procent tego, co Słońce promieniuje w ciągu jednej sekundy, albo porównywalnie z tym , co emituje cała korona słoneczna. Co kilka lub kilkanaście lat następuje bardzo silny rozbłysk, który obserwować można nawet w promieniach światła widzialnego, na tle fotosfery. Energia takiego wybuchu jest ogromna, wystarczająca do zagotowania stu bilionów ( 100 000 000 000 000 ) ton wody o temperaturze 0° C. Byłby to sześcian o bokach i wysokości równych 46,5 km, czyli 100 000 km³,

Kolejnym zjawiskiem obserwowanym na Słońcu są bryzgi chromosferyczne, czyli spikule. Traktowane są one jako przedłużenie granul z fotosfery. Widoczne jako jasne fontanny materii, które wyrzucane są z dolnych warstw chromosfery z prędkością około 20 km/s. Widoczne są w czerwonej linii Ha. Czas od ich pojawienia się do zaniku wynosi od 10 do 20 min, a średnica podstawy około 800 km. Spikule wyrzucane są na odległość do 10 tys. km nad granicę z fotosferą powodując charakterystyczny trawiasty, zmieniający się obraz chromosfery.

Zanim pojawi się plama w fotosferze, parę dni wcześniej dają się zaobserwować w tych miejscach jasne obłoki wapniowe. Powstają w chromosferze. Dostrzegalne są dzięki wyższej temperaturze, w której zjonizowane atomy wapnia świecą silniej i w dalekim nadfiolecie silniej emitują atomy wodoru. Obłoki te także znikają później niż plamy i są większe od całej ich grupy. Obłoki wapniowe podobnie jak pochodnie podlegają cyklicznym zmianom w rytm zmian aktywności słonecznej, pomimo, że są tworami dość trwałymi.

Dzięki obserwacjom widma promieniowania rentgenowskiego Słońca udało się poznać obraz jego korony słonecznej. Możliwe to było ponieważ ta część jego atmosfery świeci w tym zakresie. W szerokościach bliskich równikowi Słońca widoczne są w tym zakresie potężne pętle świecącej materii. Jest ona zamknięta w liniach pola magnetycznego. Zjawisko to nosi miano pętli koronalnych. Obiekty te sięgają wysoko w koronę słoneczną a zakotwiczone są w dolnych jej rejonach. Jednocześnie przebiegają z jednego do drugiego centrum, wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Z kolei innym zjawiskiem są dziury koronalne, czyli chłodne, ciemne obszary znacznych wielkości znajdujące się w okolicach biegunowych. Są to obszary radialnego, nie zakłóconego przebiegu pola magnetycznego. Dziury koronalne nie promieniują w zakresie rentgenowskim. Okazało się jednak, że w tych miejscach wypływa znaczna część materii na zewnątrz i z niej powstaje wiatr słoneczny.

W ostatnich latach odkryto jeszcze jedno zjawisko, mianowicie są to świecące w promieniach rentgenowskich małe jasne punkty. Znajdują się zarówno na biegunach jak i na równiku, W okolicach jasnych centrów aktywności jak i na tle ciemnej dziury koronalnej. Żyją około 8 godzin do doby. Ich pole magnetyczne jest dwubiegunowe, a jego natężenie nie jest mniejsze niż 10 Oe. Ich promieniowanie rentgenowskie jest bardzo wysokie, przewyższające wszystkie inne źródła tego promieniowania na Słońcu. W ciągu dnia pojawia się ich około 1,5 tysiąca.

Słońce wysyła także promieniowanie radiowe, które jest skutkiem aktywności słonecznej, jak również wysokiej temperatury korony. W związku z różnymi warunkami jakie panują w poszczególnych warstwach korony, również wysyłane fale radiowe są różnej długości. Mikrofale są wysyłane z dolnej korony, natomiast fale dłuższe z wyższych. Ze względu na genezę pochodzenia, emisję radiową Słońca możemy podzielić na dwa rodzaje. Pierwszy z nich zmienia się w długim okresie. Czas ten dochodzi do kilku miesięcy i wiąże się go z temperaturą, gdyż jej wahania pokrywają się z wahaniami temperatury w określonych okolicach korony. Natomiast drugim rodzajem emisji jest promieniowane wybuchowe. Pojawia się ono nagle i równie szybko zanika. Trwa to od kilku sekund do kilku godzin. Prawdopodobnie to drugie wiąże się z rozbłyskami. Wybuchy radiowe zostały sklasyfikowane w pięciu grupach. Typ I i IV powstają na skutek oddziaływania energetycznego plazmy i pola magnetycznego i pochodzą z obszaru eksplozji. Typ III powiązane są z plazmą, która porusza się bardzo szybko. Typ II związany jest z falami uderzeniowymi, natomiast Typ V powstaje w pierwszych minutach zakłóceń i jest to krótkotrwała emisja na długich falach.

W czasie obserwacji Słońca widoczne są także inne zjawiska. Należą do nich granulacje i pociemnienie brzegowe. Obie te cechy są stałe i niezależnie od słonecznych cykli, są dostrzegalne. Granulacje to drobne, jasne ziarnistości otoczone ciemniejszą obwódką. Są wynikiem istnienia warstwy konwekcyjnej pod fotosferą. Ziarna te są bardzo nietrwałe i zanikają po kilku minutach, lecz zaraz w ich miejscu ukazują się nowe, tak, że liczba ziaren nie ulega zmianie. Ich wielkość waha się w granicach 100 do 2500 km, temperatura natomiast wewnątrz nich jest około 300 K wyższa niż na brzegach, stąd wynika obecność ciemniejszej obwódki. Z obserwacji wynika, że fotosfera jest bardzo ruchliwą masą gazów, których prędkość wewnątrz granul wynosi ok. 1 km/s. Granulacja nie wpływa na inne zjawiska fotosfery.

Pociemnienie brzegowe z kolei jest skutkiem różnicy temperatur pomiędzy środkiem tarczy a jaj brzegiem. W środku temperatura jest dużo wyższa, toteż obszar ten jest jaśniejszy. Dzieje się tak dlatego, że obserwując środek tarczy słonecznej docieramy do głębszych, czyli bardziej gorących jej miejsc. Ze względu na kulisty kształt Słońca, obserwując jej brzeg, widoczne są tylko górne, czyli chłodniejsze warstwy fotosfery. Dzięki temu możliwa jest obserwacja różnych warstw fotosfery i mierzenie temperatury na różnych jej wysokościach. Za granicę fotosfery i chromosfery, przyjmuje się powierzchnie, na której temperatura gazu jest wyższa od 4200 K.

Na skutek zjawisk zachodzących na Słońcu, powstaje jeszcze wiatr słoneczny, który jest wynikiem przepływu energii w koronie słonecznej. Wiatr słoneczny jest to strumień jonów i elektronów, który w sposób ciągły wypływa z korony słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną. Przyczyną tego są bardzo duże ilości energii, które dostarczane są do korony i jest to metoda na pozbycie się jej nadmiaru wraz z materią. Jak wcześniej wspomniano, źródłem tego zjawiska są dziury koronalne, tzn. obszary w których linie pola magnetycznego są otwarte. Najwięcej materii wypływa w czasie "spokojnego Słońca" z dziur koronalnych. Gdy linie pola magnetycznego są zamknięte, wówczas odpływ materii jest uniemożliwiony. Wtedy materia nagrzewa się mocno i świeci w zakresie rentgenowskim. W okolicach Ziemi prędkość przepływu wiatru słonecznego, a dokładniej rzecz biorąc, prędkość materii, wynosi średnio 300 - 400 km/s. Z kolei gęstość tych cząstek waha się w granicach 5 - 8 cząstek/ cm³. Skład wiatru to głównie protony, które zajmują około 95%, następnie jony helu, w ilości 4,5% a także jony pierwiastków cięższych , których jest mniej niż 0,5%. W wietrze słonecznym poruszają się także elektrony, których temperatura w pobliżu Ziemi jest nieco wyższa od temperatury jonów, czyli 5 * 10⁴ K i wynosi 2 * 10⁵ K. Związane jest to z lepszym przewodzeniem ciepła przez elektrony. Słońce w wyniku wiatru słonecznego rocznie traci masę około 74 * 10¹⁵ kg czyli 4 * 10^-14 M0 / rok. Wiatr ten unosi także linie pola magnetycznego Słońca, które w okolicach Ziemi tworzą pewien rodzaj spirali pod kątem 45° z linią Ziemia - Słońce. Gdy pole to spotka się z polem magnetycznym planety, tworzy magnetosferę.

Ostatnim tematem poruszonym w pracy będzie związek Słońca i Ziemi. Jest on wielopłaszczyznowy. Po pierwsze, dzięki siłom grawitacyjnym Słońca istnieje Układ Planetarny, a w nim Ziemia, na której dzięki energii słonecznej rozwija się życie. Dzięki energii słonecznej rośliny przeprowadzają fotosyntezę, wytwarzają tlen, tak potrzebny przecież dla życia i rozwoju innych organizmów. Także paliwa kopalne to energia pochodząca ze Słońca, którą Ziemia otrzymała miliony lat temu. Energia słoneczna jest także motorem wielu innych zjawisk zachodzących na powierzchni Ziemi. Są to np. pływy lądów i oceanów. Także dzięki położeniu osi naszej Planety, w stosunku do płaszczyzny słonecznej orbity, istnieją strefy klimatyczne oraz pory roku. Wszystkie zjawiska meteorologiczne są przecież ściśle powiązane ze Słońcem.

Dotychczasowe przytoczone przykłady związków i znaczenia Słońca na Ziemi nie są uzależnione od cyklicznych zmian aktywności słonecznej. Mimo to prowadzone są badania nad takimi związkami. Bada się zależności między zmianami na Słońcu a zmianami klimatycznymi, występowaniem wielkich epidemii czy też masowymi migracjami zwierząt. Także uwzględnia się tu zachowania społeczne. Istnieją już przesłanki, o istnieniu takich zależności. Dotychczas udowodniony został wpływ na zakłócenia w łączności radiowej, w transoceanicznej kablowej łączności telefonicznej, oraz negatywny wpływ na linie przesyłające energię elektryczną. Odnotowano także zakłócenia w pracy satelitarnych stacji badawczych. Najbardziej chyba widowiskowym zjawiskiem powiązanym z aktywnością słoneczną są zorze polarne. Wciąż prowadzone są badania nad naszą najbliższą gwiazdą pozwalające na jej dokładniejsze poznanie i określenie wpływu na różne zjawiska zachodzące na powierzchni naszej Planety.

[1] 1 nm (nanometr) to 10^{-9 m.}

[2] 1 μm (mikrometr) to 10-6 m.

[3] Chromosfera i korona słoneczna to jedne z warstw Słońca.