Под слънчева активност се разбират промените в количеството излъчена енергия от Слънцето. Забелязани са различни периодични явления, като най-добре изучен е 11-годишният цикъл на слънчевите петна. През последните години слънчевата активност се наблюдава и изследва с помощта на спътници. Интересна задача пред учените е да се разбере до каква степен промените в слънчевата активност оказват влияние върху метеорологичното време и климата на Земята; върху навигацията и радио комуникациите в широк честотен обхват; върху електронните и технологични съоръжения. Вариациите на слънчевата активност оказват влияние също така и върху биосферата на Земята включително върху здравословното състояние на хората.

    Слънчевите ерупции (избухвания) представляват внезапно увеличение на яркостта на слънчевата повърхност или на слънчевия лимб, което се интерпретира като отделяне на голямо количество енергия до 6x1025 джаула за една секунда (около една шеста от пълната енергия на Слънцето). Ерупцията изхвърля през короната облаци от електрони, йони и атоми в междупланетното пространство. Тези облаци обикновено достигат Земята около два дена след ерупцията. Този термин се използва също за подобни явления на звездите, където се прилага термина "звездни ерупции".

    Слънчевите ерупции въздействат върху всички области на слънчевата атмосфера (фотосфера, хромосфера и корона), където плазмата се нагрява до десетки милиони K (Келвин като 0 оC = 273,15 K) и електроните, протоните и по-тежките ядра се ускоряват близо до скоростта на светлината. Това са т.н. високо енергетични слънчеви частици и слънчевите космически лъчи. Те генерират лъчение във всички дължини на вълните на електромагнитния спектър (от радиовълните до рентгеновите и гама лъчи). Тъй като по-голямата част от тези вълни са извън оптичната (видимата) област, то повечето ерупции са невидими с невъоръжено око и трябва да се наблюдават със специални инструменти.

    Ерупциите възникват в активните области около слънчевите петна, където силните магнитни полета проникват през фотосферата, за да свържат короната с вътрешността на Слънцето. Ерупциите се съпровождат с внезапно (от минути до десетки минути) освобождаване на магнитна енергия. Същото освобождаване на енергия може да предизвика коронално изхвърляне на маса (КИМ), въпреки че все още не е добре установена връзката между ерупциите и КИМ.

    Рентгеновите (Х-лъчи) и ултравиолетовите (UV) лъчения предизвикани от слънчевите ерупции могат да въздействат върху земната йоносфера и да нарушат радио комуникациите в широк честотен диапазон. Директните слънчеви радио емисии на дециметрови вълни могат да нарушат работата на радарите и други устройства работещи на тези честоти.

    Слънчевите ерупции са наблюдавани за първи път от Р. Карингтон през 1859 г., като локализирано видимо увеличение на яркостта на малки области около или в слънчевите петна. Звездните ерупции също са наблюдавани на редица звезди.

    Честотата на възникване на слънчевите ерупции се изменя от няколко на ден, когато Слънцето е "активно" до по-малко от една на седмица, когато Слънцето е "спокойно", следвайки 11-годишния цикъл. По правило големите ерупции са по-редки от малките.


     Класификация на слънчевите ерупции

    Слънчевите ерупции се отнасят към класовете А, В, С, М или Х в зависимост от максималния поток енергия (W/m2) на 100 до 800 пикометровите рентгенови лъчи измерени на космическата станция GOES. Всеки клас има поток 10 пъти по-голям от предшестващия. Най-мощни са ерупциите от клас Х, които имат максимален поток над 10-4 W/m2. Във всеки клас има линейни подскали от 1 до 9, така че ерупцията клас Х2 е два пъти по-мощна от ерупцията клас Х1. Най-силните ерупции от клас М и Х често активно въздействат върху процесите в околоземното пространство.

     Слънчеви петна

    Слънчевите петна са части от повърхността на Слънцето с температура, по-ниска от тази на околните области. Това се дължи на силната магнитна активност, която затруднява конвекцията. Температурата на слънчевите петна е около 4000–4500 K и на фона на съседните области с температура около 5700 K те приличат на тъмни петна.

   Слънчевите петна са различни по форма, големина, структура. Средните размери на петната са около 10 000 км и имат структура, състояща се от сянка и полусянка. Размерите на най-големите слънчеви петна могат да са наистина внушителни - до 150 000 км. Ако средно магнитното поле на Слънцето е само 1 Гаус (единица за интензитет на магнитно поле), то в петната полето може да достигне до 1 500 - 2 000 Гауса.

   Групи петна - петната рядко се наблюдават поединично. Обикновено те са на групи, като групата петна може да съществува от няколко дена до примерно 6 месеца. Динамиката вътре в групата е доста добре изявена и конфигурацията, формата, размерите, броя на петната в групата всеки ден са различни. Освен вътрешната за групата петна динамика, всеки ден те видимо се преместват като цяло по слънчевия диск. Галилей, който първи е наблюдавал с телескопа си слънчевите петна, определил по тяхното цялостно преместване периода на околоосно въртене на Слънцето - около месец. Слънцето обаче се върти диференцирано (с различна скорост на различните ширини) най-бавно при слънчевите полюси (32 дена) и най-бързо при екватора (25 дена). Счита се, че поради усукването на магнитните силови линии при такова диференциално въртене възникват цели области на магнитни смущения, в които възникват петната и всички други прояви на слънчевата активност. Всъщност, механизма на тази активност все още е загадка. Затова всекидневното следене на проявите й, примерно чрез слънчевите петна се прави по цял свят, както в специализираните центрове за изучаване на Слънцето, така и от множество астрономи-любители.

   Относително число на слънчевите петна - през 1848 г. Рудолф Волф въвежда количествен показател за слънчевата петнообразувателна активност (относително число на слънчевите петна или число на Волф W)

W=k(10g+f)

където: f е общият брой петна, наблюдавани в момента; g е броят групи, в които петната са разположени; k е коригиращ множител, който отчита различията в наблюдателните условия (обикновено k < 1).

   Понастоящем има два вида числа на слънчевите петна W. Първият вид са американските W, които се получават в Центъра за прогнози на космическото време към NOAA в Боулдър, Колорадо. Американските W обикновено са с около 25%  по-високи от международните W, които се публикуват ежедневно в Центъра за данни в Белгия. Както американските, така и международните W се изчисляват от една и съща основна формула - показаната по-горе формула на Волф, но те включват данни от различни обсерватории.  

 

  Тел.: 359 (02) 979 34 31
         359 (02) 979 34 34
         359 (02) 979 34 96
E-mail: space_weather@space.bas.bg