Групи сонячних плям 16 травня 2000 рокуГрупа 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 на Сонці, температура яких знижена приблизно на 1500 К у порівнянні з навколишніми ділянками фотосфери. Спостерігаються на диску Сонця за допомогою оптичних приладів, а в разі великих плям — і неозброєним оком у вигляді темних плям. Сонячні плями є областями виходу у фотосферу сильних (до декількох тисяч ґаусів) магнітних полів. Потемніння фотосфери в плямах обумовлено придушенням магнітним полем конвективних рухів речовини і, як наслідок, зниженням потоку перенесення теплової енергії в цих областях.
Кількість плям на Сонці (і пов'язане з ним число Вольфа) — один з головних показників сонячної магнітної активності.
На більш холодних зірках (класу K і холодніше) спостерігаються плями набагато більшої площі, ніж на Сонці.
Природа та структура
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].
Сонячні нитки
Сонячні нитки. Чорна область, розташована ліворуч від яскравішої активної області, являє собою корональний отвір, магнітну відкриту область Сонця.
Сонячні волокна — це хмари заряджених частинок, що плавають над сонцем, прив'язані до неї магнітними силами. Вони, як правило, мають форму витягнутих і нерівних ліній (ниток). Лише зрідка лінії (нитки) мають форму, подібну до кола. Рідкісне явище.[3][4]
