Природные процессы, явления внутри небесных тел или в космическом пространстве

Солнечные пятна

Со́лнечные пя́тна, тёмные образования овальной формы, появляющиеся на поверхности . Размеры солнечных пятен варьируют от тысячи до нескольких десятков тысяч километров. Большие солнечные пятна можно видеть невооружённым глазом на заходе Солнца или днём при сильной дымке. Первые упоминания о наблюдениях солнечных пятен встречаются в древнекитайской и древнегреческой литературе 4 в. до н. э. В начале 17 в. с помощью доказал, что солнечные пятна являются солнечными образованиями, а не .

Солнечные пятна кажутся тёмными по контрасту с более яркой , т. к. температура солнечных пятен в среднем 4300 К, а температура окружающей фотосферы – около 5800 К. Возникновению солнечных пятен на фотосфере предшествует появление площадки, где появляется т. н. пóра (пятно размером около 1000 км), которая в течение суток увеличивается в несколько раз и затем, как правило, исчезает. Изредка мелкие пятна сливаются, образуя круглое тёмное увеличивающееся пятно с резкой границей. Через 3–4 суток вокруг него возникает менее тёмная область (полутень), окружающая центральную часть пятна (тень).

Солнечные пятна обычно возникают па́рами недалеко друг от друга примерно на одной , причём кроме двух крупных пятен – ведущего (западного) и ведомого (восточного) – наблюдается группа мелких пятен. С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, увеличивается, достигая наибольшего значения примерно на десятый день. Затем на протяжении около 2 месяцев пятна уменьшаются и исчезают (начиная с самого мелкого и заканчивая ведущим). Рекордсменом по длительности существования (1,5 года) была группа пятен 1840–1841 гг.

Солнечные пятна нового появляются обычно на широтах 30° северного и южного полушарий Солнца, но с развитием цикла широта зарождения пятен уменьшается и в максимуме цикла (примерно через 4 года после начала) достигает значения 15°. Последние пятна цикла возникают вблизи экватора Солнца на широтах около 5°.

Физические исследования солнечных пятен начались в 1908 г., когда по измерению в солнечных пятен установил, что в пятнах присутствует сильное . Оказалось, что полярности полей ведущего и ведомого пятен всегда противоположны, причём полярности ведущих пятен одинаковы для подавляющего большинства групп пятен в данном полушарии. Относительно экватора Солнца полярности групп пятен обнаруживают зеркальную симметрию. Хейл экспериментально установил, что с наступлением нового 11-летнего солнечного цикла магнитная полярность солнечных пятен в каждом полушарии меняется на обратную (). Магнитная природа пятен инициировала работы по теории механизма на основе уравнений . Тороидальное магнитное поле всплывает к поверхности Солнца в виде отдельных жгутов, которые проникают сквозь фотосферу и образуют арки с вершинами в и Солнца и двумя основаниями на фотосфере. Сильные магнитные поля в основаниях арок подавляют конвекцию в нижележащих слоях Солнца, что приводит к локальному охлаждению фотосферы и появлению области тени солнечного пятна. Задержанный поток тепловой энергии огибает тени солнечных пятен и создаёт дополнительный нагрев вокруг них на фотосфере, что наблюдается как серая полутень и яркое факельное поле вокруг пятна.

  • Астрономические явления
  • Астрофизические процессы и явления
  • Атмосфера Солнца
  • Процессы и явления на Солнце
  • Активные образования на Солнце
  • Физика магнитных явлений
  • Физические явления в плазме