Słońce – początek każdego cyklu

[SPUNTI]

Każdy początek cyklu zapowiada to pojawianie się plamek i plam w poszczególnych grupach w szerokościach heliograficznych nie mniejszej niż 40*- max 50* po obu stronach półkul. Z upływem czasu miesięcy każda seria grup pojawia się coraz to bliżej słonecznego równika. Strefa grup zbliża się każdorazowo nowych już powstałych co 0,15*- 0,20*. Jeżeli wykonamy odpowiedni rysunek siatkę heliograficzna Słońca narysujemy w postaci prostokąta oznaczając ja odpowiedni osiami szerokość i długość heliograficzną to na podstawie naszych obserwacji utworzy się wykres skrzydeł motyla. Wykres „motyli” obrazuje nam w dość w dokładny sposób jak w czasie poszczególne grupy plam słonecznych zajmują swoje położenie. Jak ten cały ich proces powoli się zmienia. Bardzo ciekawym procesem jest biegunowość magnetyczna plam. Każda plama w danej grupie to potężne sztabki magnesów. Jeżeli dana grupa słoneczna jest złożona z jednej plamy to wartość maksymalna jej natężenia magnetycznego przypada w centrum ciemnego jadra tej plamy potrafi osiągnąć wartość 4000 – 5000 erstedów. W partiach półcieniowych plamy, która jest nim ona otoczona natężenie tam pola magnetycznego spada do zera. Całkowicie inaczej sprawa odnosi się do grup słonecznych w których występuję kilka plam. Taka grupa charakteryzuje się odpowiednią specyfiką mianowicie przeważnie zbudowana jest z dwóch głównych plam. Jedna większa nazywana się plama przednią, druga tylna nieraz nazywana „wtórną” ale to rzadka nazwa. W takiej grupie plama przednia ma dodatni biegun magnetyczny, tylna – ujemny. Podobne grupy na półkuli południowej Słońca posiadają odwrotne bieguny w danej grupie. Taka sytuacja utrzymuje się tylko podczas jednego danego cyklu jeżeli chodzi o ich biegunowość w następnym bieguny w plamach się zmieniają. Można powiedzieć, że pełny zmienny cykl magnetyczny plam trwa 22 lata. Cykle aktywności słonecznej nie tylko uwidaczniane są z ilością grup słonecznych ale również wpływają na wielkość samej korony słonecznej. Podczas minimum aktywności słonecznej intensywność korony spada i ledwo widoczna jest w partiach biegunowych Słońca bardziej wydłużona jest w strefach równikowych. W czasie maksymalnej przejawów aktywności Słońca korona słoneczna jest wokół niego jest rozłożysta. Oczywiście takie zachowanie korony słonecznej możemy obserwować podczas występujących całkowitych zaćmień Słońca. J.B.