Πώς ταξινομούνται οι ομάδες ηλιακών κηλίδων;

Οι ηλιακές κηλίδες είναι σχηματισμοί που παρατηρούνται στη φωτόσφαιρα¹ του Ήλιου και είναι ορατές ως σκοτεινές περιοχές στον ηλιακό δίσκο². Η δημιουργία τους συνδέεται με μαγνητικά πεδία τα οποία διαπερνούν τη φωτόσφαιρα και είναι τοπικά ισχυρότερα από το γενικό μαγνητικό πεδίο του Ηλίου. Γενικά, σε μια κηλίδα διακρίνουμε τη σκιά (umbra), δηλαδή το κεντρικό μέρος της, και σε ορισμένες περιπτώσεις την παρασκιά (penumbra) που την περιβάλλει (Εικόνα 1).

Οι περιοχές στον Ήλιο στις οποίες το μαγνητικό πεδίο είναι διαταραγμένο, όπως στην περίπτωση που έχουμε ομάδες κηλίδων, ονομάζονται ενεργές περιοχές (active regions). Αυτές συνδέονται με ενεργητικά φαινόμενα στον Ήλιο όπως οι εκλάμψεις (flares) και οι στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας (coronal mass ejections). Ο διαστημικός καιρός επηρεάζεται από τα φαινόμενα αυτά και η πρόβλεψή τους είναι πολύ σημαντική. Πώς όμως σχετίζεται η μορφολογία μιας ομάδας κηλίδων με την πιθανότητα να παραχθεί έκλαμψη από την περιοχή αυτή;

Θα ξεκινήσουμε παραθέτοντας δύο συστήματα ταξινόμησης τα οποία χρησιμοποιήθηκαν για να κατηγοριοποιηθούν οι ομάδες κηλίδων, χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις στο ορατό μέρος του φάσματος: η τροποποιημένη ταξινόμηση Zurich και η ταξινόμηση McIntosh. Η τροποποιημένη ταξινόμηση Zurich εξετάζει τη μορφολογία των κηλίδων με βάση την ύπαρξη ή μη παρασκιάς και το μέγεθος της ομάδας. Περιλαμβάνει συνολικά επτά κατηγορίες: Α, B, C, D, E, F, H. Η κατηγορία Α είναι η απλούστερη (μικρές κηλίδες χωρίς παρασκιά) ενώ η Η περιγράφει σχετικά μεγάλες κηλίδες, με παρασκιά και συχνά πολύπλοκη δομή.

Η ταξινόμηση McIntosh επεκτείνει την τροποποιημένη ταξινόμηση Zurich και περιλαμβάνει 60 κατηγορίες. Κάθε κατηγορία αποτελείται από συνδυασμό τριών γραμμάτων (Zpc), όπου:

Z: η τροποποιημένη ταξινόμηση κατά Zurich³

p: ταξινόμηση της βασικής κηλίδας της ομάδας με βάση την παρασκιά της, με έξι υποκατηγορίες

c: ταξινόμηση με βάση την ύπαρξη ή μη μικρότερων κηλίδων στο εσωτερικό της ομάδας (compactness⁴), με τέσσερις υποκατηγορίες

Ένα τρίτο σύστημα, η ταξινόμηση Mt Wilson⁵, διαφέρει από τα προηγούμενα καθώς χρησιμοποιεί την πολικότητα του μαγνητικού πεδίου ως κριτήριο για τον χαρακτηρισμό μιας ομάδας κηλίδων. Αυτό το χαρακτηριστικό είναι πολύ χρήσιμο στην πρόγνωση του διαστημικού καιρού, καθώς ενεργές περιοχές με πολύπλοκα μαγνητικά πεδία είναι αρκετά πιθανό να παράξουν εκλάμψεις μέσω μαγνητικής επανασύνδεσης. Η ταξινόμηση Mt Wilson περιλαμβάνει τέσσερις βασικές κατηγορίες (α,β,γ,δ), οι οποίες μπορούν σε ορισμένες περιπτώσεις να συνδυαστούν. Η απλούστερη κατηγορία (α) περιλαμβάνει σχετικά μικρές κηλίδες με την ίδια πολικότητα, ενώ οι πιο σύνθετες ομάδες κηλίδων (π.χ. τάξη βγδ) περιλαμβάνουν περιοχές με διαφορετική πολικότητα ακόμα και στην ίδια παρασκιά (Εικόνα 3). Τέτοιες ομάδες είναι αρκετά πιθανό να δώσουν ισχυρές εκλάμψεις.

Η ακριβής πρόβλεψη φυσικά δεν είναι εύκολη, καθώς εξαρτάται και από άλλους παράγοντες. Για παράδειγμα, αν δύο πολύπλοκες ομάδες κηλίδων βρίσκονται σε κοντινή απόσταση, είναι πιθανότερο να έχουμε μαγνητική επανασύνδεση και επομένως εκλάμψεις!

1. Η φωτόσφαιρα είναι το πρώτο από τα εξωτερικά στρώματα του Ήλιου, στο οποίο παράγεται κατά κύριο λόγο η ακτινοβολία στο ορατό μέρος του φάσματος και το οποίο μπορούμε να παρατηρήσουμε με γυμνό μάτι (το οποίο δεν κάνουμε!). ↩︎
2. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι το πλάσμα στην περιοχή μιας ηλιακής κηλίδας έχει χαμηλότερη θερμοκρασία από το φωτοσφαιρικό πλάσμα. ↩︎
3. Θα παρατηρήσατε ότι στην τροποποιημένη ταξινόμηση Zurich λείπουν τα γράμματα G και J (τα οποία υπάρχουν στην αρχική εκδοχή της ταξινόμησης). Ο λόγος είναι ότι οι ιδιότητες των κατηγοριών αυτών περιγράφονται από τα επόμενα δύο γράμματα στην ταξινόμηση McIntosh. ↩︎
4. Με μια πιο ελεύθερη επεξήγηση, ο όρος compactness χρησιμοποιείται για να περιγράψει το ποσοστό της επιφάνειας μεταξύ των μεγαλύτερων κηλίδων της ομάδας που καλύπτεται από μικρότερες κηλίδες. ↩︎
5. Η ταξινόμηση αυτή πήρε το όνομά της από το αστεροσκοπείο στο όρος Wilson της Καλιφόρνια. ↩︎