Elektromagnetsko polje sunca. Uređaji za praćenje sunca
Kombinirajući izravno promatranje s računalnim simulacijama, NASA-ini heliofizičari stvorili su model za kretanje plazme u sunčevoj koroni kako bi bolje razumjeli prirodu sunčevog magnetskog polja.
Sunčeva površina neprestano kipi i pleše. Mlaznice plazme koje se povlače iz nje savijaju se, bičuju u petlje, uvijaju u ciklone i dopiru do gornjih slojeva sunčeve atmosfere - korone koja ima temperaturu od milijuna stupnjeva.
Rezultati simulacije. Sunčevo magnetsko polje 2011. je mnogo koncentriranije u blizini polova. Malo je mjesta. (Slika NASA-inog centra za let svemira Goddard / Bridgman)
Sunčevo magnetsko polje 2014. postalo je zbunjenije i nestabilnije, stvarajući uvjete za bljeskove i izbacivanje krunične mase. (Slika NASA-inog centra za let svemirskih letova Goddard / Bridgman)
Sunčeva površina (slika http://www.nasa.gov)
Ovo vječno kretanje, koje se ne može promatrati u vidljivom svjetlu, prvi je put primijećeno 1950-ih, a od tada fizičari pokušavaju razumjeti zašto se to događa. Već je poznato da se supstanca od koje je Sunce sastavljeno kreće u skladu sa zakonima elektromagnetizma.
Proučavajući magnetsko polje Sunca, možemo bolje razumjeti prirodu svemira u cijelom Sunčevom sustavu: ono utječe i na međuplanetarno magnetsko polje i zračenje kroz koje se svemirske letjelice moraju kretati, te na svemirsko vrijeme na Zemlji (polarne svjetlosti, magnetske oluje itd.) ovise o solarnim bakljama).
No, unatoč dugogodišnjim istraživanjima, još uvijek nema konačnog razumijevanja prirode sunčevog magnetskog polja. Vjeruje se da proizlazi iz pokreta nabijenih čestica koje se kreću složenim putovima uslijed rotacije sunca (solarni dinamo) i toplinske konvekcije, podržane toplinom iz termonuklearne fuzije u središtu sunca. Međutim, sve pojedinosti postupka još uvijek nisu poznate. Konkretno, nepoznato je gdje se točno stvara magnetsko polje: blizu Sunčeve površine, duboko unutar Sunca ili u širokom rasponu dubina.
Kako možete vidjeti nevidljivo magnetsko polje? Kretanjem sunčeve plazme. Dakle, kako bi saznali više o "magnetskom životu" Sunca, NASA-ini znanstvenici odlučili su analizirati kretanje plazme kroz njezinu koronu, kombinirajući rezultate računalnih simulacija i podatke dobivene promatranjem u stvarnom vremenu.
Magnetsko polje kontrolira kretanje nabijenih čestica, elektrona i iona koji čine plazmu. Rezultirajuće petlje i druge strukture plazme sjajno sjaje na slikama snimljenim u ekstremnom ultraljubičastom području. Uz to, njihovi otisci na sunčevoj površini ili fotosferi mogu se prilično precizno izmjeriti pomoću instrumenta nazvanog magnetograf, koji mjeri snagu i smjer magnetskih polja.
Promatranja, koja opisuju jakost i smjer magnetskog polja, zatim se kombiniraju s modelom solarne plazme u pokretu u magnetskom polju. Zajedno daju dobru ideju kako izgleda magnetsko polje u sunčevoj koroni i kako tamo oscilira.
Tijekom razdoblja maksimalne sunčeve aktivnosti, magnetsko polje ima vrlo složen oblik s posvuda velikim brojem malih struktura koje predstavljaju aktivna područja. Pri minimalnoj sunčevoj aktivnosti polje je slabije i koncentrirano na polovima. Stvara se vrlo glatka tekstura bez mrlja.
Na temelju materijala iz NASA-e
Tamo također možete gledati animaciju na temelju rezultata simulacije.
L. SHIRSHOV, istraživač, Institut za fiziku visokih energija.
Sunčev vjetar (struja nabijenih čestica) teče oko Zemlje i djeluje s njezinim magnetskim poljem, stvarajući udarni val na udaljenosti od deset Zemljinih radijusa od planeta.
Struktura sunčevog magnetskog polja u ravnini ekliptike. Polje je podijeljeno na nekoliko sektora, u kojima je usmjereno ili prema svjetiljci ili dalje od njega.
Raspodjela magnetskog polja Sunca u svemiru. Polje pokriva čitav Sunčev sustav u divovskom mjehuru; njegova se granica naziva heliopauza. Zbog rotacije Sunca, magnetsko polje poprima oblik Arhimedove spirale. Ova krivulja je opisana točkom
Sunčev vjetar (struja nabijenih čestica) teče oko Zemlje i djeluje s njezinim magnetskim poljem, stvarajući udarni val na udaljenosti od deset Zemljinih radijusa od planeta.
Na samom početku novog stoljeća naše je svjetleće Sunce promijenilo smjer svog magnetskog polja u suprotni. Preokret magnetskih polova (revers) registrirali su NASA-ini stručnjaci (National Aeronautics and Space Administration) koji prate ponašanje Sunca. U članku "Sunce se preokrenulo", objavljenom 15. veljače, primjećuje se da je njegov magnetski sjeverni pol, koji je bio na sjevernoj hemisferi prije samo nekoliko mjeseci, sada na južnom.
Takav događaj daleko je od jedinstvenog. Kompletni 22-godišnji magnetski ciklus povezan je s 11-godišnjim solarnim ciklusom, a okretanje pola događa se tijekom prolaska njegovog maksimuma. Sunčevi magnetski polovi sada će ostati na svojim novim mjestima do sljedećeg prijelaza, što se događa s pravilnošću kretanja sata. Razlozi za obrnutu i samu cikličnost Sunčeve aktivnosti su tajanstveni. Geomagnetsko polje također je više puta promijenilo smjer, ali posljednji put to se dogodilo prije 740 tisuća godina. Neki istraživači vjeruju da je naš planet već zakasnio trenutak preokreta magnetskih polova, ali nitko ne može točno predvidjeti kada će se to sada dogoditi.
Iako se magnetska polja Sunca i Zemlje ponašaju različito, oni također imaju sličnosti. Tijekom minimalne sunčeve aktivnosti, magnetsko polje zvijezde, poput geomagnetskog polja našeg planeta, usmjereno je duž meridijana, njegove linije sile koncentrirane su na polovima i rijetko su razrijeđene na ekvatoru. Takvo se polje naziva dipol - naziv odražava prisutnost dva pola. Sunčevo magnetsko polje je oko 50 gausa, a Zemljino magnetsko polje je 100 puta slabije.
Kako se Sunčeva aktivnost povećava, a broj sunčevih pjega na površini Sunca povećava, magnetsko polje naše zvijezde počinje se mijenjati. Tokovi magnetske indukcije zatvoreni su u sunčevim pjegama, a veličina polja u tim područjima povećava se stotinama puta. Kako primjećuje David Hathaway, solarni fizičar iz Marshallovog centra za svemirske letove, "meridijanske struje na površini sunca hvataju i prenose magnetske tokove sunčevih pjega od srednjih širina do polova, a polje dipola neprestano slabi." Koristeći podatke koje su prikupili astronomi iz američkog Nacionalnog opservatorija na Keith Peak, on svakodnevno bilježi prosječno magnetsko polje Sunca u funkciji geografske širine i vremena od 1975. do danas. Rezultat je svojevrsna karta rute koja bilježi ponašanje magnetskih tokova na površini Sunca.
U modelu "solarni dinamo" (http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/dynamo.htm) pretpostavlja se da naše svjetiljko radi kao generator istosmjerne struje, djelujući uglavnom u zoni konvekcije. Magnetska polja stvaraju električne struje koje se javljaju kad se kreću struje vrućih ioniziranih plinova. Promatramo brojne struje u odnosu na površinu Sunca, koje sve mogu stvoriti magnetska polja visokog intenziteta. Meridijanska struja na površini Sunca nosi velike mase od ekvatora do polova (75% Sunčeve mase je vodik, oko 25% helij, a udio ostalih elemenata manji je od 0,1%). Na polovima ti protoci ulaze u svjetiljku i čine unutarnju protustruju materije. Zbog ove cirkulacije nabijene plazme, solarni magnetski generator istosmjerne struje radi. Na površini Sunca brzina strujanja duž meridijana je oko 20 metara u sekundi. U dubinama Sunca gustoća materije je mnogo veća, pa se stoga brzina obrnutog protoka smanjuje na 1-2 metra u sekundi. Ova spora struja prenosi materijal od polova do ekvatora dvadesetak godina.
Teorija o "solarnom dinamu" je u razvoju i zahtijeva nove eksperimentalne podatke. Do sada istraživači nikada nisu izravno promatrali trenutak preokreta magnetskog polariteta Sunca. Danas letjelica Ulysses može znanstvenicima omogućiti testiranje teoretskih modela i dobivanje jedinstvenih informacija.
Ulysses je proizvod međunarodne suradnje između Europske svemirske agencije i NASA-e. Pokrenut je 1990. godine kako bi promatrao Sunčev sustav iznad orbitalne ravnine planeta. Prošavši južni pol sunca, sada se vraća da padne na svoj sjeverni pol i dobije nove informacije... Brod je preletio polove Sunca 1994. i 1996. godine, za vrijeme niske sunčeve aktivnosti, i napravio nekoliko važnih otkrića o kozmičkim zrakama i sunčevom vjetru. Konačna misija ovog izviđača bit će istraživanje Sunca tijekom razdoblja maksimalne aktivnosti, što će pružiti podatke o kompletnom solarnom ciklusu. Informacije o solarnoj letjelici Ulysses nalaze se na http://ulysses.jpl.nasa.gov.
Stalne promjene nisu ograničene na područje svemira u blizini naše zvijezde. Sunčevo magnetsko polje ograničava naš Sunčev sustav na divovski „balon“ koji tvori takozvanu heliosferu. Prostire se od 50 do 100 astronomskih jedinica (1 AU \u003d 149 597 871 km, prosječna udaljenost od Zemlje do Sunca) izvan Plutonove orbite. Sve što se nalazi unutar ove sfere smatra se Sunčevim sustavom, a zatim - međuzvijezdanim prostorom.
"Signal da se Sunčevo magnetsko polje obrnuto prenosi kroz heliosferu solarni vjetar", objašnjava Steve Suess, drugi astrofizičar iz Marshallovog svemirskog letačkog centra. "Potrebno je oko godinu dana da ova poruka putuje od Sunca do vanjske heliosfere. , čineći jednu revoluciju svakih 27 dana, magnetska polja izvan svjetiljke imaju oblik Arhimedove spirale. Njihov složeni oblik ne dopušta da unaprijed detaljno procijenimo utjecaj okretanja magnetskog polja na ponašanje heliosfere. "
Zemljina magnetosfera štiti stanovnike planete od sunčevog vjetra. Solarne baklje popraćene su magnetske oluje i polarnu svjetlost koja se može opaziti na Aljasci, Kanadi, Norveškoj i sjevernim teritorijima naše zemlje. Ali postoje i druge, manje očite veze između Sunčeve aktivnosti i procesa na planetu. Konkretno, primijećeno je da se seizmičnost Zemlje povećava s prolaskom maksimuma Sunčeve aktivnosti, a uspostavljena je veza između jakih potresa i karakteristika sunčevog vjetra. Možda ove okolnosti objašnjavaju niz katastrofalnih potresa koji su se dogodili u Indiji, Indoneziji i El Salvadoru nakon početka novog stoljeća.
Magnetsko polje od moderne ideje nastaje unutar Sunca u njegovoj konvektivnoj zoni smještenoj neposredno ispod Sunčeve površine (fotosfere). Uloga magnetskog polja u dinamici procesa koji se događaju na Suncu je ogromna. Očito je to ključ svih aktivnih pojava koje se događaju u sunčevoj atmosferi, uključujući solarne baklje. Možemo reći da bi, da Sunce nema magnetsko polje, onda to bila izuzetno dosadna zvijezda.
Mnogi objekti promatrani na Suncu također duguju svoje podrijetlo magnetskom polju. Tako su, na primjer, sunčeve pjege mjesta na kojima divovske magnetske petlje izranjaju iz unutrašnjosti sunca prodiru na sunčevu površinu. Iz tog se razloga skupine sunčevih pjega u pravilu sastoje od dvije regije različitog magnetskog polariteta - sjevera i juga. Ta dva područja odgovaraju suprotnim bazama plutajuće magnetske cijevi. Sunčev ciklus također je rezultat cikličkih promjena magnetskog polja koje se događaju u unutrašnjosti sunca. Izbočine, koje kao da lebde u praznini iznad površine Sunca, u stvari su podržane linijama magnetskog polja kojim su prodirane. Konačno, mnogi objekti promatrani u koroni, posebno strujnice i petlje, u svom obliku jednostavno ponavljaju topologiju okolnih magnetskih polja.
Mjerenja magnetskih polja
Magnetsko polje utječe na kretanje nabijenih čestica koje padaju u njega. Iz tog razloga će elektroni koji čine bilo koji atom koji se okreće oko jezgre u jednom smjeru, udarajući u magnetsko polje, povećati svoju energiju, dok će elektroni koji se okreću u drugom smjeru smanjiti svoju energiju. Ovaj efekt (Zeemanov efekt) dovodi do razdvajanja emisijskih linija atoma na nekoliko komponenata. Mjerenje ovog razdvajanja omogućuje nam utvrđivanje veličine i smjera magnetskog polja na udaljenim od nas objektima, nedostupnima za izravno istraživanje, poput Sunca. Suvremene metode Mjerenja omogućuju određivanje polja na sunčevoj površini s velikom preciznošću, ali su često nemoćna pri mjerenju trodimenzionalnog polja u solarnoj koroni. U ovom se slučaju koriste posebne matematičke metode za rekonstrukciju pune trodimenzionalne slike polja iz površinskih mjerenja.
Predviđanje svemirskog vremena
Razumijevanje prirode sunčevog magnetskog polja i njegovog ponašanja omogućit će pouzdanija predviđanja svemirskog vremena. Trenutno postoje neke neizravne naznake da se u aktivnoj regiji može dogoditi raketa. Međutim, dugoročnija predviđanja, kao što je, na primjer, predviđanje trajanja budućeg solarnog ciklusa, još uvijek su krajnje netočna i ne temelje se na rigoroznim fizičkim modelima, već na potrazi za raznim vrstama empirijskih ovisnosti. Ipak, nadamo se da ćemo u bliskoj budućnosti moći razumjeti Sunce dovoljno dobro da modeliramo njegovu buduću aktivnost i predvidimo svemirsko vrijeme na isti način na koji se sada predviđa vrijeme na Zemlji.
Sunčeve pjege pružaju nam naj ilustrativnije primjere nestacionarnih procesa na Suncu. Prije svega, ovo je njihov brzi razvoj. Ponekad su dovoljna dva ili tri dana da se velika sunčeva pjega ili velika skupina sunčevih pjega razvije na "čistom" mjestu u fotosferi. Međutim, u pravilu je njihov razvoj sporiji i u velike skupine dosegne maksimum za 2-3 tjedna. Mala mjesta i skupine pojavljuju se i nestaju u roku od tjedan dana, dok velika postoje nekoliko mjeseci. Poznato je jedno mjesto koje je postojalo 1,5 godinu. Kad se pojavi pjega, kad je njegova polusjenica još uvijek mala, u njemu je vidljiva ista fotosferna granulacija (Hansky, Thyssen), koja na daljnji razvoj poprima vlaknasti izgled; vlakna su mnogo stabilnija od granula. Kad se zaobljeno mjesto pravilnog oblika približi sunčevom rubu, promatramo ga u projekciji i njegov promjer u smjeru polumjera solarnog diska uvelike se smanjuje (proporcionalno; vidi sliku 8). U tom se slučaju često opaža takozvani Wilsonov efekt, koji se sastoji u tome da se penumbra točke sa strane ruba diska dobro vidi, a sa strane koja gleda prema središtu diska je jako smanjena. Ova pojava omogućuje geometrijsku asimilaciju sunčeve pjege u golemu udubinu s stožastim sužavanjem zidova. Ali ne otkrivaju to sva mjesta.
Obično se skupina sunčevih pjega proteže duž heliografske dužine (u iznimnim slučajevima - do 20 ° i više). Istodobno, dvije najveće sunčeve pjege s odvojenim penumbrama često su ocrtane u skupini koja imaju malo različita kretanja na površini Sunca. Istočno mjesto naziva se vodeće, a zapadno sljedeće. Takva tendencija stvaranja u parovima često se opaža kod pojedinačnih sunčevih pjega koje ne tvore skupine s velikim brojem malih satelitskih mrlja.
Lik: 38. Vrtložna struktura mrlja u bipolarnoj skupini. Smjerovi vrtloga su suprotni. (Spektrogram u Na zrakama)
Promatranja radijalnih brzina duž različitih spektralnih linija na različitim mjestima Sunčeve pjege i iz različitih kutova gledanja na nju pokazuju prisutnost snažnih (do 3 km / s) kretanja u polusjeni Sunčeve pjege - širenje materije u njenim dubokim dijelovima i dotok materije prema unutra na velikoj nadmorskoj visini. Ovo potonje potvrđuje vrtložna struktura vidljiva iznad mjesta na spektroheliogramima u zrakama. Smjerovi ovih vrtloga suprotni su na južnoj i sjevernoj hemisferi Sunca i na pojedinim mjestima ukazuju na dotok materije u skladu s tim kako bi je trebala odbiti Coriolisova sila.
Obično se na vanjskom rubu penumbre više ne primjećuju sustavni pokreti.
Kao što je gore spomenuto, sunčeve pjege imaju jaka magnetska polja. Uobičajen je intenzitet od 1000-2000 Oe, a u jednoj skupini krajem veljače 1942. izmjeren je intenzitet od 5100 Oe. Detaljna proučavanja raspodjele smjera i jačine magnetskog polja unutar sunčeve pjege pokazala su da u središtu sunčeve pjege linije magnetskog polja vode duž osi sunčeve pjege (gore ili dolje), a s udaljenošću do periferije sunčeve pjege, oni sve više i više odstupaju od normalne prema površini, do gotovo 90 ° na rubu polutke. U tom se slučaju jakost magnetskog polja smanjuje od maksimalne do gotovo nule.
Lik: 39. Promjena srednje geografske širine i magnetskog polariteta sunčevih pjega u uzastopnim ciklusima sunčeve aktivnosti
Što je mjesto veće, to je u pravilu njegovo magnetsko polje jače, ali kad veliko mjesto, dosegnuvši maksimalnu veličinu, počne opadati, snaga njegova magnetskog polja ostaje nepromijenjena, a ukupni magnetski tok smanjuje se proporcionalno površini mjesta. To se može protumačiti kao da mjesto samo olakšava uklanjanje magnetskog polja izvana, koje već dugo postoji ispod površine. Rečeno potvrđuje i činjenica da magnetsko polje često ne nestaje nakon nestanka mjesta, već tamo nastavlja postojati i opet se pojačava s novim izgledom mjesta u istoj regiji. Prisutnost trajnih polja s bakljama ovdje sugerira da na tim mjestima postoje stabilna aktivna područja.
U skupinama s dvije velike mrlje, vodeća i sljedeća pjega imaju suprotne magnetske polaritete (slike 38 i 39), što opravdava naziv takvih skupina - bipolarne, za razliku od unipolarnih skupina koje uključuju pojedinačne mrlje. Postoje složene skupine u kojima se mrlje bilo koje polarnosti slučajno miješaju. U svakom ciklusu Sunčeve aktivnosti polariteti vodeće i sljedeće točke na sjevernoj i južnoj hemisferi su međusobno suprotni.
Dakle, ako je na sjevernoj hemisferi Sunca polaritet vodeće sunčeve pjege sjever (N), a slijedeće jug (S), onda je istodobno na južnoj polutki polaritet vodeće sunčeve pjege S, a sljedeća N. U onim rijetkim sunčevim pjegama koje prelazi ekvator , polaritet sjeverne i južne polovice je suprotan. Ali s završetkom ciklusa Sunčeve aktivnosti, kada njegov minimum prođe, na svakoj se hemisferi distribucija magnetskog polariteta na mjestima bipolarne skupine mijenja u onu koja je bila u prethodnom ciklusu na suprotnoj hemisferi. Ovaj važna činjenica instalirali su Hale i suradnici 1913. godine.
Iako su lokalna magnetska polja Sunca vrlo jaka, njegovo je opće magnetsko polje vrlo slabo i tek se teško ističe u odnosu na lokalna polja samo tijekom godina minimuma sunčevih pjega. Štoviše, hlapljiv je. U godinama 1953.-1957., Njegov intenzitet odgovarao je dipolu s indukcijom od 1 G, znak je bio suprotan predznaku Zemljinog magnetskog polja, a os dipola podudarala se s osom rotacije. 1957. godine znak polja promijenio se u suprotan u južnim polarnim regijama Sunca, a krajem 1958. - u sjevernim regijama. Posljednja promjena znaka polja zabilježena je 1970.-1971.
Promjena magnetskog polariteta mrlja s krajem solarnog ciklusa nije jedini znak kraja ciklusa. Sunčeve pjege rijetko se stvaraju daleko od ekvatora. Njihova preferirana zona leži unutar heliografskih širina od 1-2 ° do 30 ° na obje hemisfere. Na samom ekvatoru mrlje su rijetke, kao i na geografskim širinama iznad 30 °. Ali ova slika ima posebnost svoje vremenske promjene: prva mjesta novog ciklusa (nakon imaginarnog) pojavljuju se daleko od ekvatora (na primjer, mjesto s zabilježeno je 15. ožujka 1914., od svibnja 1943. i od listopada 1954.), u dok se posljednja mjesta odlaznog ciklusa još uvijek promatraju u blizini ekvatora. Tijekom ciklusa cvatnje, blizu svog maksimuma, sunčeve pjege mogu se naći na svim heliografskim širinama između - 45 ° i + 45 ° (skupina sunčevih pjega poznata je čak i sa zemljopisnom širinom + 50 °, primijećena u lipnju 1957. za vrijeme maksimalne sunčeve aktivnosti), između 5 i 20 °. Dakle, prosječna heliografska širina sunčevih pjega stalno se smanjuje kako se razvija 11-godišnji ciklus sunčeve aktivnosti, a nove sunčeve pjege pojavljuju se sve bliže ekvatoru (slika 39). Ovaj obrazac prvi je put uspostavio 1858. godine Carrington, a ponekad se naziva i Spörerovim zakonom (premda ga je potonji uspostavio 10 godina kasnije).
Dakle, ako pod razdobljem podrazumijevamo vremenski period tijekom kojeg se sva svojstva mijenjaju i vraćaju u prvobitno stanje, tada pravo razdoblje Sunčeve aktivnosti nije 11 godina, već 22 godine. Zanimljivo je da određena izmjena maksimalne visine kroz ciklus također potvrđuje 22-godišnju periodičnost. U planu je i 80-godišnji ciklus sunčeve aktivnosti. Za neke unutarnji razlozi Sunčeva aktivnost uvelike varira s karakterističnim vremenom od oko jednog stoljeća.
Dakle, između 1645. i 1715. na suncu gotovo nije bilo sunčevih pjega, a grupa se pojavila samo jednom. To je takozvani Maunderov minimum. Drugi minimum, Spöhrerov minimum, bio je između 1410. i 1510. godine. Suprotno tome, srednjovjekovna visina između 1120. i 1280. bila vrlo energična, poput ove koju sada doživljavamo. Opisane varijacije praćene su kolebanjima prosječne godišnje temperature u Engleskoj unutar 1 ° C.
Po posljednjih godina teorija o strukturi sunca i pojavama na njemu uvelike je napredovala. Konkretno, na temelju laboratorijskih pokusa s plazmom došli su do zaključka da magnetska polja na Suncu igraju vrlo veliku ulogu velika uloga u pojavama uočenim na njemu.
Nuklearne reakcije odvijaju se u jezgri Sunca, gdje je temperatura prilično visoka - 16 milijuna stupnjeva. Polumjer ove zone, gdje se energija stvara u nuklearnim reakcijama, očito je oko 200 000 km. S udaljenošću od središta Sunca, temperatura brzo pada - za 20 ° na svaki kilometar. U ovom se području energija zračenja prenosi zračenjem. Prije nego što dosegne desetinu polumjera do fotosfere, temperatura sporije opada, a konvekcija sudjeluje u prijenosu energije u obliku vertikalnog porasta vrućih plinova i pada hladnih plinova. Dolazi do miješanja tvari, koje je, međutim, u različitim smjerovima neujednačeno.
U fotosferi su atomi vodika uglavnom neutralni, u kromosferi, koja je prijelazni sloj, oni su ionizirani i u koroni dolazi do potpune ionizacije. Debljina fotosfere je samo 200-300 km, odnosno oko V300 sunčevog radijusa. Dakle, atmosfera Sunca sastoji se od plazme - mješavine iona i slobodnih elektrona. Kromosfera, koja je stotinama tisuća puta manje gusta od fotosfere, prelazi u koronu. Zbog zračenja energijom koju emitira fotosfera, na njezinoj temperaturi od 6000 °, termometar u kromosferi pokazao bi 5000 °, a još manje u koroni. Čestice razrijeđenog plina iz kromosfere i korone udarale bi u termometar tako rijetko da ga nisu mogle zagrijati. Međutim, brzine kretanja čestica u kromosferi i koroni su vrlo velike. Poznato je da se temperatura plina može mjeriti kinetičkom energijom njegovih čestica. To je takozvana kinetička temperatura. U fotosferi se temperature zračenja i kinetičke temperature međusobno podudaraju, ali u kromosferi i koroni naglo se razlikuju - u kromosferi je kinetička temperatura desetak tisuća stupnjeva, a u koroni - oko milijun stupnjeva.
Do "zagrijavanja" kromosfere dolazi uslijed energije valova koji se u njoj šire, generiranih kretanjem granula u fotosferi. U kruni koja se proteže na udaljenost od 10 sunčevih radijusa, broj atoma u 1 cm 3 je 100 milijardi puta manji od broja molekula u 1 cm 3 zraka na površini Zemlje. U istoj gustoći kao i zrak, u koroni bi bilo dovoljno materije za sloj koji okružuje Sunce, debljine samo nekoliko milimetara. U njemu nastaje glavna "radio emisija Sunca". Istim intenzitetom kao i korona, zagrijano tijelo iste veličine zračilo bi na temperaturi od milijun stupnjeva, a potrebna je takva kinetička temperatura, kao što smo vidjeli, i svijetle crte višestruko ioniziranih metala uočene u spektru korone.
Proučavanje interakcije magnetskog polja i plazme pokazalo je da gibanje duž linija magnetskog polja ne utječe na plazmu u cjelini. Kada se električno nabijene čestice kreću preko linija polja (tj. Kad struja teče), nastaje dodatno magnetsko polje. Dodavanje ovih magnetskih polja uzrokuje zakrivljenost i produljenje linija sile nakon kretanja materije. U međuvremenu, magnetske linije sile imaju napetost koja ih nastoji ispraviti. To stvara magnetski tlak, a polje, sprečavajući plazmu da prijeđe linije sile, usporava je i može je čak povući ako je polje jako. Ako je slaba, tada plazma njome pomiče linije sile. Dakle, u svim slučajevima možemo reći da su linije sile kao da su "zamrznute" u plazmi.
Te su informacije, kao i redovita mjerenja jakosti magnetskog polja na različitim mjestima na Suncu, omogućile pristup objašnjenju mnogih pojava na njemu.
Opće magnetsko polje Sunca je vrlo slabo, ali čini se da igra veliku ulogu. Koronove zrake, posebno u polarnim područjima Sunca, smještene su poput linija sile koje izlaze i ulaze na polove namagnetene kugle. Promjena smjera polja na svakoj hemisferi Sunca iz jednog solarnog ciklusa u drugi također je vrlo važna. Razlog ove promjene još nije jasan, ali poznate su zvijezde s vrlo snažnim magnetskim poljima, u kojima se također periodično mijenja polaritet polja.
Kada se Sunce okreće, najbrži (ekvatorijalni) slojevi nose duž linija sile slabog općeg polja Sunca, koje su u njima "zamrznute". Te se linije protežu ispod fotosfere i zaviju oko Sunca šest puta u tri godine, tvoreći usku spiralu. Ako su linije sile smještene bliže jedna drugoj, onda to znači da se povećalo (i ovdje izobličilo) magnetsko polje Sunca.
Bliže polovima, linije sile općeg polja izlaze iz fotosfere prema gore, pa stoga polje ovdje nije pojačano. Međutim, na samom ekvatoru, gdje se kutna brzina vrtnje u određenoj zoni malo mijenja, polje se također ne povećava, a na geografskim širinama + 30 °, gdje se brzina rotacije najbrže mijenja, pojačanje polja je maksimalno. Dakle, pod fotosferom nastaju sličnosti cijevi sažetih linija polja. Tlak plina u njima dodaje se tlaku magnetskog polja, okomitog na njegove linije. Plin u "cijevi" širi se i postaje, takoreći, lakši i može "plutati" prema gore. Na ovom mjestu, gdje se približava površini, na Suncu se opaža porast magnetskog polja, a zatim i pojava baklje, a iza nje polja baklji. Njihovi vrući plinovi podižu se više od susjednih mjesta u fotosferi, jer slabo magnetsko polje oko njih prigušuje mala turbulentna gibanja koja teže usporavanju protoka vrućeg plina koji izlazi. Zagrijavanje se također događa iznad baklji u kromosferi i pojavljuju se vruće flokule. Konačno, počinje svijetli sjaj iznad flokula u kruni. Tako se razvija aktivna regija na Suncu. Izdižući se na površinu i prelazeći je, cijev sa zgusnutim linijama sile stvara lokalna pojačanja magnetskog polja i pojavljuju se sunčeve pjege. Ih niska temperatura zbog činjenice da vrlo jako magnetsko polje u ovom području suzbija ne samo turbulenciju, već i jaka konvektivna gibanja. Stoga se ovdje zaustavlja dotok vrućih plinova odozdo, dok je oko mjesta, u području baklji i flokula, pojačana konvekcija slabim magnetskim poljem, jer suzbija slabu turbulenciju i ondje je olakšan dotok vrućih plinova odozdo. Jasno je da presjek zakrivljene cijevi s ovom površinom na dva mjesta uzrokuje suprotne magnetske polaritete na dva glavna mjesta. Izlazak cijevi iz fotosfere i rasipanje njezinih linija dovode do fragmentacije i nestanka dviju glavnih mrlja nastalih presijecanjem cijevi toka s površinom Sunca. Izlaz linija sile cijevi do razrijeđene kromosfere i korone, gdje je tlak plina manji od tlaka magnetskog polja, dovodi do činjenice da se linije razilaze, tvoreći petlje i lukove.
Postupno područja djelovanja s magnetskim cijevima koje ih generiraju u istočnom dijelu stvaraju mrlje s polaritetima suprotnim onima koji su bili na početku ciklusa na ovom Sunčevom polu. To prvo uzrokuje neutralizaciju nekadašnjeg općeg magnetskog polja, a zatim, tri godine prije kraja 11-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti, stvara opće polje suprotnog polariteta.
Nakon 11 godina obnavlja se bivša slika polariteta općeg polja.
Dakle, u glavnim se crtama očito dobiva točno objašnjenje (koje je dao Babcock), 22-godišnja periodičnost Sunčeve aktivnosti.
Kromosferne baklje na Suncu nastaju u blizini neutralnih točaka magnetskih polja u aktivnim područjima, gdje se jakost polja brzo povećava s udaljenošću od tih točaka. Ovdje se događa izuzetno brzo sabijanje magnetskog polja zajedno s plazmom u koju je ono „smrznuto“, a energija magnetskog polja pretvara se u zračenje plina. Plazma se komprimira u tanku nit i temperatura joj naglo raste - do nekoliko desetaka tisuća stupnjeva. Gustoća kromosfere ovdje se stotinama tisuća puta povećava za nekoliko minuta.
Uz ogroman porast temperature, a s tim i zračenje, posebno ultraljubičasto i X-zrake, kromosferski se odsjaj sastoji i od takozvanog rafala radio emisije. Na valovima od metra, potonji se pojačava i do nekoliko desetaka milijuna puta.
Izvor ove radio emisije kreće se iz kromosfere u koronu brzinom od oko 1000 km / sek. Vjerojatno nastaje kao rezultat emisije kozmičkih zraka generiranih bakljom i bombardiranja plazme tim zrakama, što uzrokuje oscilacije plazme, stvarajući rafalnu emisiju.
Zrake promatrane u koroni očito generiraju ove struje brzih, električki nabijenih čestica, povlačeći linije sile magnetskog polja. I ovo polje i koronska plazma usporavaju protok čestica, ali neki od njih bježe iz Sunčeve atmosfere i padajući u Zemljinu atmosferu proizvode polarnu svjetlost. Promjena slike magnetskog polja Sunca od minimuma njegove aktivnosti do maksimuma određuje promjene u obliku korone, o čemu smo već razgovarali.
Mnoga isticanja, poput zraka korone, uzrokovana su kretanjem plina duž linija sile, zbog čega se, na primjer, izbacuju duž lučne putanje i "kotrljaju" ih natrag na površinu Sunca. Izgleda da su izbočine uglavnom smještene u područjima glatkih promjena magnetskog polja. Pojava luminiscencije izbočina iznenada na vrhu, a zatim njihovo kretanje samo prema dolje, očito je posljedica procesa sličnih onima koji daju kromosferske bljeskove, ali manje oštri. Kompresija magnetskog polja dovodi do kompresije relativno hladnog plina, do povećanja njegove gustoće i do sjaja.
To su glavna obilježja moderne, uglavnom plinsko-magnetske teorije solarnih pojava.