Aktivne oblasti

Pege su relativno mirni aspekti Sunčeve aktivnosti. Međutim, u fotosferi koja ih okružuje povremeno dođe do vrlo snažnih erupcija u kojima se izbacuju ogromne količine čestica u okolnu koronu. Mesta na kojima se odigravaju te snažne eksplozije poznate su kao aktivne oblasti. Većina parova i grupa pega okružena je aktivnim oblastima. Kao i svi drugi oblici solarne aktivnosti i ovi fenomeni takođe prate solarni ciklus, najčešći su i najsnažniji u periodima maksimuma aktivnosti.

Protuberance

Protuberance mogu biti različitih oblika i veličina. Ponekad se čak i spikule mogu smatrati malim protuberancama. Temperatura protuberanci je niža od okoline i iznosi oko 10.000 K, ali gustina gasa u njima je veća pa su zbog toga sjajnije. Protuberance u proseku traju oko tri Sunčeva obrta, ali u prošlosti su zabeležene protuberance koje su trajale i po nekoliko godina.Stabilnost oblika protuberance i njeno opstajanje u ređoj sredini korone, moguć je jedino ukoliko je pritsak gasa protuberance jedna pritisku okoline. Pritisak gasa je jednak proizvodu gustine i temperature tog gasa, pa prema tome koliko puta je veća gustina gasa protuberance toliko puta je njegova temperatura manja u odnosu na okolnu koronu. Prosečna gustina supstance u protuberanci je oko 100 puta veća od gustine okolne korone.

Možda najbitnija karakteristika protuberanci je da na kretanje supstance unutar njih presudan uticaj ima magnetno polje. Ustvari, može se raći da one predstavljaju materijalizaciju magnetnog polja iznad aktivnih oblasti.

Protuberance uvek mogu da se posmatraju pomoću filtera u svetlosti spektralnih linija vodonika, helijuma i kalcijuma. Za vreme totalnog pomračenja Sunca mogu se videti i u beloj svetlosti.

Najveći broj protuberanci javlja se u obliku mirnih protuberanci. Ove protuberance su dugotrajne i mogu se videti na svim heliografskim širinama. Prosečna dužina ovih protuberanci iznosi oko 200.000 km, a u ekstremnim služajevima one mogu da imaju duinu i 1.900.000 km. Ove protuberance mogu se popeti do visine od oko 50.000 km,dok im širina ne prelazi 6.000 km. Sastoje se od niti čiji su prečnici oko 1.000 km. Tipična temperatura mirnih protuberanci je oko 15.000 K.Oblik ovih protuberanci je sličan mostovima. Donji krajevi protuberanci nalaze se u olastima između supergranula. U toku života premeštaju se po različitim heliografskim širinama i menjaju smer pružanja.

Pored mirnih javljaju se i aktivne protuberance. Aktivne protuberance karakteriše vrlo brzi razvoj (između deset minuta i nekoliko sati). Mali broj aktivnih protuberanca nastaje kao rezultat podizanja hromosferskih masa, dok one većinom nastaju kondenzacijom u koroni i spuštanjem naniže u hromosferu. Kretanje masa odvija se duž linija magnetnog polja, a brzine su reda veličina od nekoliko stotina kilometara u sekundi. Kod mirnih protuberanci takođe se javljaju nagla pojačanja aktivnosti koja traju po nekoliko sati. Prosečna temperatura gasa u aktivnim protuberancama iznosi oko 25.000 K.

U oblastima gde se nalaze pege javljaju se tzv. eruptivne protuberance. Za razliku od prethodnih tipova protuberance ovog tipa dostižu vrlo velike visine, čak i preko milion kilometara. Najčešće se javljaju u obliku luka koji se brzo povećava, pa nakon pucanja luka materijal pada nazad u hromosferu.

Sledeća grupa protuberanci su tzv. protuberance Sunčevih pega. One su uvek vezane za grupe pega. Njihovi oblici strogo prate linije jakih magnetnih polja i zbog toga se kada su na rubu Sunca, vide u obliku petlji.

Eksplozije u hromosferi

Jedan od najznačajnih oblika Sunčeve aktivnosti si eksplozije u hromosferi. To su iznenadni i kratkotrajni procesi u kojima dolazi do velikog pojačanja intenziteta zračenjau ograničenim oblastima fotosfere. Ove eksplozije nastaju kao rezultat naglog oslobađanja magneten energije i njenog prelaska u kinetičku energiju, toplotu i svetlost. One su usko povezane sa jakim magnernim poljima pega i najčešće se javljaju u multipolarnim grupama.

Pre nastanka eksplozije dolazi do pojačavanja zračenja jonizovanog gasa korone. Zatim, u trajanju od oko jednog minuta, dolazi do ubrzavanja elektrona što je praćeno rendgenskim zračenjem većih energija. Nakon toga se jedan filamen raspada i formira dva sjajna vlakna. Ova dva vlakna u roku od nekoliko minuta dostižu najveći sjaj. Sjaj opada po više sati, zavisno od jačine eksplozije, a vlakna se raspadaju.

Eksplozije su vrlo složene pojave koja se odigrava celom dubinom atmosfere. Energija koja se oslobađa u jednoj eksploziji nekad može da se poredi sa celokupnom energijom koju celo Sunce izrači u jednoj sekundi. Oko 20% energije, oslobođene u eksplozijama, emituje se u optičkom delu elektromagnetno spektra. Preostali deo odlazi na UV, X i radio zračenje, kao i na zagrevanje i izbacivanje oblaka jonizovanog gasa (plazme) koji se kreće kroz koronu u međuplanetarni prostor brzinom do 1.500 km/s. Pojedine čestice oblaka dostižu i brzine skoro jednake brzini svetlosti, pa takve čestice do Zemlje stižu skoro isto kad i svetlost eksplozije. Snopovi takvih čestica (elektrona i atomskih jezgara) poznati su kao Sunčevi kosmički zraci.