Почему солнечные пятна темнее чем фотосфера
Солнечные пятна
Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.
Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.
На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [3]
Содержание
История изучения
Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.
Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского. [4]
Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века: [5]
бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны
бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была
С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них. [6]
Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. [4] Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander ) из Принстонского университета провели наблюдения Солнце с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена. [7]
Возникновение
Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.
Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.
Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding ), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following ).
Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.
В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».
Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).
Свойства
Средняя температура поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.
Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного. [8]
Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депресии».
Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.
Классификация
Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.
Стадии развития
Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.
Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.
Размеры групп пятен
Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.
В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.
Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·10 10 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). [9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен. [10]
Цикличность
Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.
Длительность цикла
Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.
Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).
Начало и конец цикла
В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен. [источник не указан 67 дней]
Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24 солнечный цикл.
Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.
Солнечные пятна: происхождение, развитие и назначение
В этой статье показано, что темные пятна в атмосфере солнца образуются вследствие вихревого кругового движения заряженной плазмы в данном месте. Темные пятна накапливают положительный заряд атмосферы солнца в плоть до критических значений, при достижении которых происходит выброс заряженной плазмы в около солнечное пространство (вспышка). Основной причиной возникновения солнечных пятен – является вихревое движение атмосферы и определенная концентрация избыточного положительного заряда в атмосфере солнца. Одиннадцатилетний цикл накопления и сброса избыточного положительного заряда в атмосфере Солнца причина цикла солнечной активности.
Введение
Со времен открытия солнечных пятен многие ученые мира задумывались над следующими вопросами:
Начнём с того, что удалось выяснить ученым за время наблюдения за Солнечными пятнами?
Солнечные пятна, происхождение, развитие и назначение
Солнечные пятна – темные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Темные пятна образуются в результате нарушений теплообмена плазмы внутри пятна с окружающей атмосферой Солнца понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля. Магнитное поле особенно если оно сильное, тормози движение вещества, происходящие поперек силовых линий. По этому конвективной зоне под пятном ослабляется циркуляция газов, которая переносит из глубины наружу существенную часть энергии. В результате температура пятна оказывается меньше чем в не возмущенной фотосфере [2]. Известно, что Солнечные пятна не возникают в области полюсов и экваторов нашей звезды. Так же известно, что на поверхности фотосферы пятна располагаются чаще всего группами от 2 до 50 и более. Количество пятен изменяется постоянно и, в среднем, с одиннадцатилетней периодичностью их максимумов и минимумов. Продолжительность цикла активности от одного минимума до другого не постоянна и изменяется в диапазоне от 7 до 17 лет. В течение одного цикла меняется количество пятен и их местоположение на различных географических широтах.
За время своего существования размеры пятен постепенно увеличиваются, а в конце «жизни» – уменьшаются до полного исчезновения. Чем крупнее пятно, тем дольше оно «живёт».
Отдельное солнечное пятно появляется из крошечной поры, едва отличающейся от темных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое темное пятно с резкой границей, диаметр которой постепенно увеличивается вплоть до размеров нескольких десятков тысяч километров. Это явление сопровождается плавным увеличением напряженности магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед [2].
Известный астрофизик М.А. Лившиц в статье “Солнце” [1] разместил схему напряженности магнитных полей внутри солнечного темного пятна (рис. 1) полученную А.Б. Северным. Полученная схема (рис. 1) совпадает с схемой распределения напряженности магнитных полей круговых токов (см. рис. 2). Можно предположить, что причиной образования магнитных полей темного пятна являются круговые токи, протекающие в атмосфере Солнца. На рисунке 3 изображена примерная схема протекания электрических токов в области темного пятна.
Рис. 1. Магнитное поле солнечного пятна (по А. Б. Северному). Величина и направление вектора напряжённости поля показаны отрезками прямых линий. На периферии пятна силовые линии пола наклонены сильнее, чем в его центре
Рис. 2. Схема распределения магнитных полей кругового тока: B – силовые линии магнитного поля; C – вектора напряженности магнитного поля
Рис. 3. Схема протекания токов в области темного солнечного пятна: а – круговой электрический ток вокруг темного солнечного пятна; б – силовые магнитные линии, образованные круговым током; в – потоки эмиссионных электронов, выходящие из темного пятна вдоль магнитных силовых линий кругового тока
Круговой электрический ток в атмосфере Солнца можно получить в результате вихревого вращения заряженной плазмы атмосферы Солнца. Атмосферные вихри в атмосфере Солнца периодически возникают, так же как и на других газовых планетах, в том числе и Земле. На рисунке 4 и 5 показаны вихри в форме тайфунов на Земле в качестве сравнения и отдельно темное Солнечное пятно.
Рис. 4. Разорив Микронезию несколько дней назад, супертайфун «Майсак» усилился и направляется в сторону Филиппин. На этой неделе циклон, достигший устойчивой скорости ветра 257 км/ч, отнесли к 5 категории. Максимальная устойчивая скорость ветра достигает 240 км/час
Рис. 5. Большое солнечное пятно (фото из Кань-Ю / Ритмы и циклы: мир и человек)
Рассматривая рисунки № 4 и №5, мы видим в них много общего. Тот и другой образованы вихревым движением атмосферы Солнца и Земли. Скорость вихревого движения атмосферы вблизи пятна многократно больше, чем на периферии, чем быстрее вихревое движение заряженной плазмы Солнца, тем больше круговой ток, тем сильнее образованными ими магнитные поля, которые препятствуют теплообмену в данной области. На периферии темного пятна скорость вихревого движения заряженной плазмы значительно меньше, следовательно, слабее круговые токи, слабее образованные ими магнитные поля. Которые не так сильно ослабляют теплообмен плазмы в данном месте с окружающей Солнечной атмосферой. Что объясняет появление полутени вокруг пятна. Солнечное темное пятно, так же, как и Земной тайфун, может перемещаться по поверхности атмосферы. Солнечные темные пятна образуются исключительно в зоне турбулентности Солнечной атмосферы. Наблюдения Витинского подтверждают это: “Группы солнечных пятен появляются не по всему диску Солнца, а только в так называемых “королевских зонах”, расположенных на расстоянии примерно до 400 по обе стороны солнечного экватора” [3] (в зонах турбулентности). Над темным Солнечным пятном возникает столб радиально движущихся электронов, вдоль магнитных силовых линий, образованных магнитным полем кругового тока, которые можно представить, как некий проводник с током. Он образует вокруг себя трубчатое магнитное поле подобно проводнику с током, магнитное поле потока электронов также затрудняет теплообмен области пятна с окружающей поверхностью атмосферы Солнца. Соседние Солнечные пятна, выбрасывая столбы радиально движущихся электронов притягиваются друг к другу подобно проводникам с током, образуя скопление темных пятен (рис. 6). В дальнейшем скопление уплотняется, образуя большое единое пятно эллипсовидной формы (рис. 7). Магнитные поля темного солнечного пятна, не только препятствуют теплообмену плазмы внутри пятна с окружающей атмосферой Солнца, но и удерживают положительно заряженную плазму внутри пятна, не давая положительному заряду равномерно распределиться по поверхности Солнца. С течением времени, в связи с непрерывным выходом потока электронов из области темного пятна, концентрация положительно заряженных ионов плазмы внутри пятна увеличивается. Радиальный поток электронов, покидающих поверхность пятна, увеличивает величину и плотность положительного заряда пятна. Слои положительно заряженных ионов внутри пятна усиливают радиальную скорость потока электронов и его мощность, одновременно увеличивая плотность положительного заряда внутри пятна на поверхности Солнца.
Внутри пятна накапливается положительно заряженная плазма, плотность положительного заряда которой становится намного больше, чем в окружающей поверхности Солнца. И эта плотность постепенно нарастает, достигая критических значений.
Рис. 6. Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года
Критическая плотность заряда внутри Солнечного пятна позволяет положительно заряженным ионам плазмы преодолеть силы гравитационного притяжения со стороны Солнца и за счет сил отталкивания преодолеть силы Солнечного притяжения и вырваться в околосолнечное пространство (рис. 8). Этот процесс происходит в виде взрыва с большим выделением электромагнитной энергии – обычно этот процесс, происходящий в виде взрыва, с большим выделением электромагнитной энергии называют “Солнечной вспышкой” (рис. 8). Таким образом, темные пятна выбрасывают заряженную плазму в окружающие пространство, уменьшая избыточный положительный заряд атмосферы Солнца. После уменьшения избыточного положительного заряда атмосферы Солнца, темные пятна распадаются из-за отсутствия необходимой концентрации положительного заряда в атмосфере Солнца.
Рис. 7. Пятно на Солнце удалось сделать 24 августа в Калифорнийской обсерватории. Этот снимок сделал Алан Фридман прямо в городке Буфалло, штат Нью-Йорк. Полученные снимки были черно-белыми, изображение получило цвет после специальной ретуши
Рис. 8. На рисунке изображен выброс сгустка положительно заряженной плазмы в околосолнечное пространство
На рисунке 7 изображено развитое Солнечное пятно. Отдельные “волоски”, которые мы наблюдаем вблизи поверхности темного пятна, это струи заряженной плазмы, которая поднимается из более низких слоев вдоль, силовых линий магнитного поля, образованного кольцевыми токами вокруг пятна. Солнце накапливает избыточный положительный заряд в своей атмосфере в результате мощного эмиссионного излучения электронов и отрицательных ионов в околосолнечное пространство (солнечный ветер). В соответствие с законом сохранения электрического заряда, общий отрицательных заряд электронов и отрицательных ионов, покинувших Солнце, равен положительному избыточному заряду, оставшемуся в атмосфере Солнца. Солнечная вспышка уменьшает избыточный положительный заряд атмосферы Солнца, выбрасывая в околосолнечное пространство положительно заряженную плазму. Таким образом, образуется цикл накопления и сброса атмосферой Солнца избыточного положительного заряда. Циклические процессы увеличения и сброса избыточного положительного заряда, Солнечная активность, вспышки на Солнце, тесно связаны между собой и имеют одинаковые циклы. Но главную определяющею роль играет процесс накопления и сброса атмосферой Солнца избыточного положительного заряда. Именно он определяет длительность цикла Солнечной активности.
Одиннадцать лет – это время, в течение которого атмосфера Солнца накапливает и сбрасывает избыточный положительный заряд.
Заключение
Темное пятно в атмосфере Солнца образуется вследствие вихревого, кругового движения заряженной плазмы в данном месте.
Темные пятна могут перемещаться по поверхности Солнца, взаимодействуя друг с другом, сливаться, образовывать скопления.
Темные пятна накапливают избыточный положительный заряд в атмосфере Солнца, вплоть до критических значений, при достижении которых происходит выброс заряженной плазмы в околосолнечное пространство (вспышка).
При уменьшении плотности избыточного заряда в атмосфере Солнца, в результате солнечных вспышек, темное пятно распадается на части и исчезает.
Основной причиной возникновения солнечных пятен является вихревое движение атмосферы и определенная концентрация избыточного положительного заряда в атмосфере Солнца.
Одиннадцатилетний цикл накопления и сброса избыточного положительного заряда атмосфере Солнца причина цикла Солнечной активности.
Солнечные пятна: каковы причины их появления и чем они угрожают Земле
Как происходят магнитные бури и вспышки на Солнце, почему солнечные пятна темнее поверхности Солнца, как они возникают и чем опасно их образование для жителей Земли.
Самое древнее упоминание о солнечных пятнах сделано ещё во времена Древней Греции, учеником Аристотеля – Теофрастом из Афин. Так уж получилось, что именно ученику, довелось основательно пошатнуть теорию учителя – ведь Аристотель (и Птолемей), считали звезды за совершенные и неизменяемые сферы. Однако, как сказал поэт (Михаил Херасков) “И в Солнце, и в Луне есть темные места!”.
Упоминают о пятнах на солнце есть и во “Всемирной хронологии” Иоанна Вустерского (Англия), и в наших, русских никоновских летописях, а по словам китайских историков – в Китае солнечные пятна заметили и описали ещё до древних греков. Однако началом “научного” осмысления пятен на Солнце все же принято считать 1610 год, когда (с появлением телескопа и первых наблюдений Галилео Галилея) появилась возможность инструментально их зафиксировать.
Систематические наблюдения за пятнами на Солнце начали вести примерно с 1750 г., и, хотя природа их появления оставалась не ясной вплоть до 20-го века, выявить некоторые закономерности и сходные черты этого явления, астрономам удалось довольно быстро.
Галилео Галилей наблюдает в свой телескоп космические объекты. Судя по звездному небу на картинке, вряд ли он занят наблюдениями за пятнами на Солнце!
Солнечные циклы и солнечные пятна
Уже с начала XVIII в. было известно, что интенсивность пятен и время их появления находятся в рамках периода, равного примерно 11 земным годам. Этот период получил название солнечный цикл. За это время пятна на Солнце появляются, достигают максимальных размеров, а затем понемногу уменьшаются. Солнечный цикл может длиться от 7 до 15 лет, его средняя продолжительность составляет 11,07 года.
В начальной фазе солнечного цикла в течение многих дней или недель на Солнце не наблюдается никаких следов пятен. На заключительном этапе периода на Солнце можно видеть около двух десятков скоплений пятен, не говоря об единичных.
Каждое солнечное пятно существует в среднем в течение нескольких месяцев, но тот факт, что цикл составляет 11 лет, свидетельствует о глубоких и длительных процессах, происходящих в недрах Солнца.
Солнечный цикл, судя по всему, связан с взаимодействием магнитного поля светила с конвективным слоем.
В 1908 г. Иоганн Галле совершил открытие — солнечные пятна имеют мощные магнитные поля. Мощность поля типичного пятна составляет 0,25 теслы. Для сравнения — мощность магнитного поля Земли меньше и составляет 0,0001 теслы.
Замечена интересная регулярность в плане распределения магнитных полей — если группа солнечных пятен образуется в Северном полушарии, значит, в предыдущем цикле пятна дислоцировались в Южном полушарии, и так далее. Когда заканчивается один цикл и начинается другой, полярность уравновешивается. Таким образом, полный солнечный цикл, включая и перемещение полярности, длится около 22 лет.
Впрочем, пятна могут появиться одновременно в двух полушариях Солнца симметрично в отношении экватора. Места образования пятен перемещаются на 4,5° — 5° в течение всего цикла.
Солнечные пятна на фоне диска Солнца
Солнечные пятна и солнечные вспышки
Именно солнечные пятна являются областями наибольшей активности на Солнце. В том случае, если пятен появляется много, существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, соединяются с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность.
Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка.
Всплеск излучения от солнечной вспышки, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля (“магнитная буря“), нарушает работу искусственных спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты.
Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в гораздо более низких географических широтах, чем обычно. Ионосфера Земли также сильно подвержена изменению солнечной активности, что проявляется в нарушении распространения коротких радиоволн – в периоды сильной солнечной активности, Солнце “глушит” волны коротких диапазонов и вносит в них весьма ощутимые помехи.
Солнечный ветер постоянно воздействует на магнитосферу Земли, но как правило она успешно «гасит» его «порывы». В случае мощной солнечной бури, магнитное поле нашей планеты едва справляется с потоком солнечной радиации, заметно «сжимаясь» в размерах
Почему солнечные пятна выглядят темными
Солнечные пятна на фоне поверхности Солнца выделяются своим темным цветом. Это связано с тем, что температура солнечных пятен довольно значительно ниже, чем температура фотосферы звезды.
Вокруг самой темной области пятна (ее называют «тень») — находится зона средней светимости — «полутень». Температура солнечного пятна колеблется от 4300° до 4800° К, то есть, примерно на 1000-1500° ниже, чем температура фотосферы.
В полутени температура составляет 5400-5500° К. Для тени характерна светимость, составляющая 32% от фотосферы, для полутени — 80%, поэтому по контрасту с фотосферой они выглядят темными.
Понижение температуры внутри пятен связано с подавлением мощным магнитным полем пятен, конвективных движений вещества внутри Солнца и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях, то есть “остыванием” участка “накрытого” пятном.
На “холодных” звёздах наблюдаются пятна гораздо большей площади, чем на Солнце.
Коллаж – размеры планеты Земля на фоне не самых крупных по размерам солнечных пятен. Как видите, пятна на Солнце имеют действительно гигантский размер.
Появление и время существования солнечных пятен
Пятна на Солнце возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца – узкие “языки” магнитного поля звезды внезапно “разрывают” фотосферу в область короны, и сильное магнитное поле подавляет конвективное движение разогретой плазмы, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей Солнца наружу.
В месте “прорыва” фотосферы образуется затемнение, диаметр которого равен нескольким тысячам километров. Это так называемые «поры». Большая часть пор исчезает через день. Другие, напротив, увеличиваются в размерах и приобретают типичные черты пятен, становится заметной полутень, протяженность может составлять от 7000 до 50 000 км.
Срок существования пятен составляет от 2-х недель до нескольких месяцев, то есть отдельные “устойчивые” группы солнечных пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Интересно, что именно это явление и позволило первым исследователям Солнца, убедительно доказать вращение нашей звезды, а также провести измерения периода обращения Солнца вокруг оси.
Группа устойчивых солнечных пятен на поверхности Солнца. Звезда вращается, и пятна вращаются вместе с ней
Пятна обычно образуются группами, но иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).
Только половина солнечных пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.
Пятна перемещаются но солнечной поверхности. Дело в том, что Солнце не является твердым телом и его скорость вращения в разны х зонах неодинакова. Например, в зоне экватора период вращения составляет примерно 27 суток, в то время как в полярных частях светила он равен примерно 31 суткам.
В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а по ходу времени, перемещаются к солнечному экватору, в конце цикла достигая уже широт ±5—10°. Эта закономерность носит название закон Шпёрера.