мини|300x300пкс| Сончева активност: Набљудувачницата за соончева динамика на НАСА ја снимила оваа слика од сончевиот блесок од класата X1.2 на 14 мај 2013 година. Сликата покажува светлина со бранова должина од 304 ангстреми. Сончеви појави ― природни појави кои се случуваат во атмосферата на Сонцето. Тие имаат многу облици, вклучувајќи сончев ветер, флукс на радио бранови, сончеви блесоци, исфрлања коронска маса, коронско загревање и сончеви дамки.
Верувано е дека овие појави се создаваат од спирално динамо, сместено во близина на средиштето на масата на Сонцето, кое создава силни магнетни полиња, како и хаотично динамо, сместено во близина на површината, која создава помали флуктуации на магнетното поле. Сите сончеви флуктуации заедно се нарекувани сончева варијација, создавајќи вселенско време во гравитациското поле на Сонцето.
Сончевата активност и сродните настани биле забележани уште од осмиот век п.н.е. Низ историјата, технологијата и методологијата на набљудување напредувале, а во 20 век, интересот за астрофизиката се зголемил и биле изградени многу сончеви телескопи. Пронајдокот на коронографот од 1931 година овозможил короната да биде проучувана на полна дневна светлина.
Сонце
мини|230x230пкс| Слика на Сонцето со лажна боја која ја покажува неговата турбулентна површина. (заслуга: НАСА - НСД) Сонцето е ѕвезда која се наоѓа во средината на Сончевиот Систем. Тој е речиси совршено сферичен и се состои од топла плазма и магнетни полиња. Има пречник од околу 1,392,682 км, околу 109 пати поголема од онаа на Земјата, а нејзината маса (1.989 килограми, приближно 330.000 пати поголема од онаа на Земјата) сочинува околу 99,86% од вкупната маса на Сончевиот Систем. Хемиски, околу три четвртини од масата на Сонцето се состои од водород, додека остатокот е главно хелиум. Останатите 1,69% (еднакво на 5.600 пати поголема од масата на Земјата) се состојат од потешки елементи, вклучувајќи кислород, јаглерод, неон и железо.
Сонцето настанало пред околу 4,567 милијардиСите броеви во оваа статија се со кратки размери. Една милијарда е 109 или 1.000.000.000. години од гравитациски пад на подрачје во рамки во голем молекуларен облак. Поголемиот дел од материјата е собрана во средината, додека остатокот е зарамнет во орбитален диск кој станал рамнотежа на Сончевиот Систем. Средишната маса станувала сè пожешка и густа, на крајот започнувајќи топлинскојадрено соединување во неговото јадро.
Сонцето е ѕвезда од главната низа од типот G (G2V) заснована на спектрална класа и неформално е означено како жолто џуџе бидејќи нејзиното видливо зрачење е најинтензивно во жолтозелениот дел од спектарот. Тоа е всушност бело, но од површината на Земјата изгледа жолто поради атмосферското расејување на сината светлина. Во ознаката за спектрална класа, G2 ја означува неговата површинска температура, од приближно 5770 K (МАС прифатил во 2014 година мерка од 5772 K ) и V покажува дека Сонцето, како и повеќето ѕвезди, е ѕвезда од главната низа и на тој начин ја создава неговата енергија преку спојување на водород во хелиум. Во неговото јадро, Сонцето спојува околу 620 милиони метрички тони водород секоја секунда.
Просечното растојание на Земјата од Сонцето е приближно 1 астрономска единица (околи 150,000,000 км), иако растојанието варира додека Земјата се движи од перихел во јануари до афел во јули. На ова просечно растојание, светлината патува од Сонцето до Земјата за околу 8 минути и 19 секунди. Енергијата на оваа сончева светлина го поддржува речиси целиот животХидротермалните заедници живеат толку длабоко под морето што немаат пристап до сончевата светлина. Наместо тоа, бактериите користат сулфурни соединенија како извор на енергија, преку хемосинтеза. на Земјата со фотосинтеза, и ја поттикнува климата и времето на Земјата. Уште во 19 век, научниците немаа малку познавање за физичкиот состав на Сонцето и изворот на енергија. Ова разбирање сè уште е развивано; голем број на денешни аномалии во однесувањето на Сонцето остануваат необјаснети.
Сончев циклус
десно|мини|300x300пкс| Предвидување на циклусот на сончеви дамки. Многу сончеви појави периодично се менуваат во просечен интервал од околу 11 години. Овој сончев циклус влијае на сончевото зрачење и влијае на времето во вселената, земјиното/планетарносто време и климата.
Сончевиот циклус, исто така, го модулира флуксот на сончевото зрачење со кратка бранова должина, од ултравиолетови до рендгенски зраци и влијае на честотата на сончевите блесоци, исфрлањето на коронската маса и другите сончеви избувни појави.
Видови
Исфрлања на коронска маса
мини|260x260пкс| Видео од низата исфрлања на коронска маса во август 2010 година. Исфрлање на коронска маса (ИКМ) е масивен изблик на сончев ветер и магнетни полиња што се издигнуваат над сончевата корона. Во близина на сончевите максимуми, Сонцето произведува околу три вакви исфрлања секој ден, додека сончевите минимум се одликуваат со околу еден на секои пет дена. ИКМ, заедно со сончевите блесоци од друго потекло, може да ги нарушат радиопреносите и да ги оштетат сателитите и телата на електричните далноводи, што резултира со потенцијално масовни и долготрајни прекини на електричната струја.Wired world is increasingly vulnerable to coronal ejections from the Sun, Aviation Week & Space Technology, издание од 14 јануари 2013, стр. 49–50: "But the most serious potential for damage rests with the transformers that maintain the proper voltage for efficient transmission of electricity through the grid."
Исфрлањата на коронска маса често се појавуваат со други облици на сончева активност, особено сончеви блесоци, но не е воспоставена причинско-последична врска. Повеќето слаби блесоци немаат ИКМ; го прават најмоќните. Повеќето исфрлања потекнуваат од активните подрачја на површината на Сонцето, како што се групирањата на сончевите дамки поврзани со честите изливи. Други облици сончева активност кои често се поврзуваат со исфрлање на коронската маса се избувни протуберанции, коронско затемнување, коронски бранови и Моретонови бранови, наречени и сончеви цунамиња.
Магнетното повторно поврзување е одговорно за ИКМ и сончевите блесоци. Магнетно повторно поврзување е името дадено на преуредувањето на линиите на магнетното поле кога се споени две спротивно насочени магнетни полиња. Ова преуредување е придружено со ненадејно ослободување на енергија складирана во првично спротивно насочените полиња. NASA Science
Кога ИКМ влијае на магнетосферата на Земјата, привремено го разобличува магнетното поле на Земјата, менувајќи ја насоката на иглите на компасот и предизвикувајќи големи електрични струи на земјата во самата Земја; ова е нарекувано геомагнетна бура и е светска појава. Влијанијата на ИКМ може да предизвикаат магнетно повторно поврзување во магнетоопашката на Земјата (полноќната страна на магнетосферата); ова ги лансира протоните и електроните надолу кон атмосферата на Земјата, каде што ја создаваат поларната светлина.
Блесоци
Сончевиот блесок е ненадеен блесок на светлина забележан над површината на Сонцето или на сончевата издаденост, што се толкува како ослободување енергија до 6 × 1025 џули (околу една шестина од вкупната излезна енергија на Сонцето секоја секунда или 160 милијарди мегатони од еднаквост на ТНТ, над 25.000 пати повеќе енергија отколку што се ослободува од ударот на Шумејкер-Левиевата комета 9 со Јупитер). Може да биде проследено со исфрлање на коронска маса. Блесокот исфрла облаци од електрони, јони и атоми низ короната во вселената. Овие облаци обично стигнуваат до Земјата ден или два по настанот.Menzel, Whipple, and de Vaucouleurs, "Survey of the Universe", 1970 Слични појави кај другите ѕвезди се познати како ѕвездени блесоци.
Сончевите блесоци силно влијаат на вселенското време во близина на Земјата. Тие можат да произведат струи на високо енергетски честички во сончевиот ветер, познат како настан на сончевиот протон . Овие честички можат да влијаат на магнетосферата на Земјата во облик на геомагнетна бура и да претставуваат опасност од зрачење за вселенските летала и астронаутите.
Настани од сончевиот протон мини|Сончевите честички општат со магнетосферата на Земјата. Големините да не се во размер. Сончевиот протонски настан (СПН) или „протонска бура“ се случува кога честичките (најчесто протоните) емитувани од Сонцето се забрзуваат или блиску до Сонцето за време на одблесокот или во меѓупланетарниот простор со удари на ИКМ. Настаните може да вклучуваат и други јадра како што се јони на хелиум и HZE јони. Овие честички предизвикуваат повеќекратни ефекти. Тие можат да навлезат во магнетното поле на Земјата и да предизвикаат јонизација во јоносферата. Ефектот е сличен со аурорните настани, освен што се вклучени протони наместо електрони. Енергетските протони се значителна опасност од зрачење за вселенските летала и астронаутите.Contribution of High Charge and Energy (HZE) Ions During Solar-Particle Event of September 29, 1989 Kim, Myung-Hee Y.; Wilson, John W.; Cucinotta, Francis A.; Simonsen, Lisa C.; Atwell, William; Badavi, Francis F.; Miller, Jack, NASA Johnson Space Center; Langley Research Center, May 1999. Енергетските протони можат да стигнат до Земјата во рок од 30 минути по врвот на големиот блесок.
Протуберанција
лево|мини| Кратко видео од избувна сончева протуберанција, ИКМ. Истакнувањето е голема, светла, гасовита особина што се протега нанадвор од површината на Сонцето, често во облик на јамка. Истакнувањата се закотвени на површината на Сонцето во фотосферата и се протегаат нанадвор во короната. Додека короната се состои од плазма со висока температура, која не испушта многу видлива светлина, проминенциите содржат многу поладна плазма, слична во составот на хромосферата.
Проминентната плазма е вообичаено сто пати поладна и погуста од коронската плазма. Истакнување се обликува со временски размери од околу еден земен ден и може да трае со недели или месеци. Некои протуберанции се распаѓаат и правата исфрлања на коронска маса.
Една вообичаена протуберанција се протега на многу илјадници километри; најголемата досега е проценета на над 800,000 км во должина – приближно сончевиот полупречник.
Кога една протуберанција е гледана наспроти Сонцето наместо кон просторот, се чини потемно од позадината. Оваа формација е нарекувано сончево влакно. Можно е проекцијата да биде и влакно и протуберанција. Некои испакнатини се толку моќни што ја исфрлаат материјата со брзини кои се движат од 60 км/с до повеќе од 1000 км/с. Останатите протуберанции прават огромни јамки или заоблени столбови од блескави гасови над сончевите дамки кои можат да достигнат височини од стотици илјади километри.
Сончеви дамки
Сончевите дамки се релативно темни области на зрачената „површина“ на Сонцето (фотосфера) каде што интензивната магнетна активност ја инхибира конвекцијата и ја лади фотосферата. Факулите се малку посветли области кои се образувани околу групите на сончевите дамки бидејќи повторно се воспоставува протокот на енергија кон фотосферата и нормалниот проток и енергијата попречена од сончевите дамки ја зголемуваат температурата на зрачењето на „површината“. Научниците почнале да шпекулираат за можните врски помеѓу сончевите дамки и сончевата светлина во 17 век. Намалувањето на сјајноста предизвикано од сончевите дамки (претежно < - 0,3%) е во корелација со зголемувањата (претежно < + 0,05%) предизвикани и од факулите кои се поврзани со активните подрачја, како и од магнетно активната „светла мрежа“.
Нето ефектот за време на периоди на зголемена сончева магнетна активност е зголемена сончева моќ на зрачење бидејќи факулите се поголеми и опстојуваат подолго од сончевите дамки. Спротивно на тоа, периодите на помала сончева магнетна активност и помалку сончеви дамки (како што е Маундеровиот минимум) може да бидат во корелација со времињата на пониско зрачење.Rodney Viereck, NOAA Space Environment Center. The Sun-Climate Connection