Солнце с «веснушками»

На видимом диске Солнца находится скопление больших групп пятен. Наиболее крупной является растущая группа 2080 общей площадью до 340 МДП (миллионных долей видимой полусферы). Группа пятен имеет сложную магнитную конфигурацию (бета-гамма-дельта) и регулярно генерирует вспышки С-класса. По оценкам геофизиков, большой энергетический потенциал группы позволяет ожидать от нее извержения самого высокого класса.


Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode. В этой группе в тот день произошла вспышка

Солнечные пятна — 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 — единица измерения магнитной индукции) магнитных полей.



В течение последних двух суток также энергично развивались группы пятен 2082 (до 320 МДП) и 2085 (до 300 МДП). Большие размеры солнечных пятен привлекли к себе внимание фотографов. Мила Зинькова из Калифорнии, США, сделала на закате причудливое изображение Солнца вместе с крайне редким зеленым лучом.



«Вечером погода была ясная, что позволило наблюдать сразу два достаточно редких оптических явления», ? сообщила фотограф. Типичная для холодной воды Сан-Франциско температурная инверсия придала светилу квадратную форму. Слой жаркого воздуха располагался над слоем прохладного. На границе двух сред с разной плотностью произошло преломление световых лучей. Атмосферная рефракция и придала Солнцу такую форму. Высокая прозрачность атмосферы позволила наблюдать еще и зеленый луч.

Сутками ранее Эхсан Ростамизадех из Ирана сделал красивое фото заходящего Солнца, усеянного темными пятнами.



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



Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века:
"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.



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.


Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь поверхность Солнца

Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет, размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен.



Срок существования пятен от нескольких дней до нескольких месяцев и даже лет, 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.

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 тёмна 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.



Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депрессии». 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.

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.



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. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·1010 км2, что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен.



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.