Сонячні плями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Sun projection with spotting-scope.jpg
Групи сонячних плям. 16 травня 2000 р.
Група плям на Сонці. Світлина зроблена у видимому світлі космічним апаратом Hinode 13 грудня 2006 року[1]
Виникнення сонячної плями: магнітні лінії проникають через поверхню Сонця.

Сонячні плями — темні утворення у фотосфері Сонця, що є осередками потужного магнітного поля.

Природа та структура[ред.ред. код]

У центрі сонячної плями магнітні лінії спрямовані майже перпендикулярно до поверхні Сонця, а з наближенням до краю плями вони нахиляються до його поверхні. Разом з тим у центрі плями магнітні лінії є досить заплутаними й саме це перешкоджає розвитку грануляції в центральних областях сонячної плями. Нагріта сонячна плазма складається з електрично заряджених частинок, які не можуть рухатися поперек ліній магнітного поля прямолінійно. Тому лінії потужного магнітного поля в центрі плями «заштовхують» потік гарячої плазми назад у надра Сонця. Відповідно, у центрі плями можна бачити нижчі шари, які підігріваються значно менше, ніж на сусідніх із плямою ділянках, де добре розвинена сонячна грануляція. Тому температура в центрі плями є нижчою десь на 1000 чи 1500 К від температури поверхні Сонця за межами плями. Згідно із законом випромінювання чорного тіла потік випромінювання з центру плями значно менший і спостерігач бачить на тлі яскравої поверхні Сонця ділянку, яка виглядає вдвічі-вчетверо темнішою. Великі сонячні плями складаються з темнішого ядра («тіні») та навколишнього кільця («напівтіні»)[2].

Ближче до краю плями лінії магнітного поля більш впорядковані й значно нахилені до поверхні Сонця. Відповідно, стає можливим рух зарядженої плазми, що виноситься конвекцією з надр Сонця, і на краю плями видно довгі нитки гарячої плазми, які спрямовані вздовж ліній магнітного поля. Тому на краю плями речовина розігріта більше, ніж у центрі, але все ж таки менше, ніж за межами плями. Для зовнішнього спостерігача краї плями виглядають дещо світлішими внаслідок більшої, ніж у центрі плями, температури, однак вони залишаються темнішими, ніж поверхня Сонця навколо плями.

Кількість сонячних плям на поверхні світила не є сталою. Вона змінюється з 11-річним сонячним циклом. У рік максимуму активності спостерігають понад 100 плям, в мінімумі — всього кілька. Час існування плями може коливатись від кількох годин до кількох місяців. Розміри — від тисячі кілометрів до кількох сотень тисяч кілометрів (декілька діаметрів Землі)[2].


Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/sunspots/sunspots_20061213.jpg
  2. а б Сонячні плями // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 439—440. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).

Джерела[ред.ред. код]


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.