Астронет > Солнечные пятна

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

На сайте

Астрометрия

Астрономические инструменты

Астрономическое образование

Астрофизика

История астрономии

Космонавтика, исследование космоса

Любительская астрономия

Планеты и Солнечная система

Солнце

Солнечные пятна

- темные образования на идске Солнца (см. также п .3 в ст. Солнце). Ослабление непрерывного излучения в пятнах по сравнению с солнечной фотосферой объясняется тем, что их темп-ра примерно на 1500 К ниже темп-ры фотосферы. Развитое пятно состоит из темного овала - т.н. тени пятна, окруженного более светлой волокнистой полутенью (рис. 1). Для типичного пятна площадью $\approx 350\cdot 10^{-6}$ площади видимой полусферы Солнца диаметр тени $\approx$ 17500 км, полутени $\approx$ 37000 км, отношение потока излучения к потоку фотосферы F_тень /F_фот=0,2 и F_{полутень} /F_фотполутень=0,8. Мельчайшие С.п. - поры - имеют диаметры ~1000 км, размеры самых больших из наблюдавшихся С.п. - более 100000 км. Мелкие пятна часто существуют менее суток, развитые - прибл. 10-20 сут, самые большие могут наблюдаться до 100 сут.

Рис. 1. Группа солнечных пятен.

Отношение интенсивностей излучения тени и окружающей фотосферы несколько изменяется с длиной волны: от 0,05 в УФ-области спектра до 0,6 в далекой ИК-области. Существенно то, что это отношение остается примерно постоянным при перемещениипятна от центра к краю диска, хотя в центре просматриваются глубокие слои С.п., а на краю - поверхностные. Иными словами, это отношение, называемое законом потемнения, для фотосферы и пятен одинаково. Закон потемнения характеризует падение темп-ры при продвижении от глубинных к поверхностным слоям атмосферы (см. Потемнение к краю), совпадение же законов потемнения для пятен в разных местах диска свидетельствует об одинаковом характере изменения темп-ры с оптич. глубиной (несмотря на то что в пятне сами значения темп-р несколько ниже фотосферных). Характер изменения темп-ры с глубиной определяется тем, каким образом переносится энергия в атмосфере, т.е. он однозначно связан с механизмом переноса энергии. Поэтому постоянство отношения потоков излучения тени пятна и фотосферы для различных удалений от центра диска свидетельствует о том, что в пятне, так же как и в фотосфере, осн. доля энергии переносится излучением.

Рис. 2. Модель пятна. Проведены линии равного
давления p_g в фотосферы и пятне.
Указано распределение температур в зависимости
от глубины h.

Из закона потемнения выводится только зависимость темп-ры от оптич. глубины (см. Оптическая толща). Однако для перехода от оптич. к геометрич. глубинам необходимо знать степень непрозрачности газа, его коэфф. поглощения. Ранее солнечное пятно рассматривалось как однородное образование. Прозрачность плазмы в нем принималась очень высокой, и пятна считались очень глубокими образованиями, простирающимися до 3000 км под фотосферу. Согласно новым представлениям, тень пятен состоит из относительно холодной среды с вкраплениями более горячих элементов. Большую часть составляет холодная среда с $T\approx$ 4000 К и с магн. полем $H\approx$ 3000 Э. Горячие вкрапления занимают 5-10% площади тени пятна, и в них $T\approx$ 5400 К, а $H\approx$ 2000 Э. Самые темные участки больших пятен характеризуются значениями $T\approx$ 3500 К и H до 5000 Э. Непрозрачность газа в такой двухкомпонентной модели тени пятна мало отличается от непрозрачности фотосферы. Это дает для геометрич. глубин С.п. $\Delta h\approx$ 300 км. Модель пятна - распределение в нем темп-ры и газового давления - представлена на рис. 2.

Наблюдения также свидетельствуют С.п. о существовании неоднородности в тени пятен, подчас распадающейся на ряд отдельных ядер. На лучших фотографиях в тени пятна видны более светлые, слабоконтрастные образования размером $\approx$ 300 км с большим по сравнению с обычной фотосферной грануляцей временем жизни ( $\approx$ 30 мин). Примерно такие же величины (толщина $\approx$ 300 км, время жизни 0,5-1 ч) характерны для светлых волокон полутени, вытягивающихся от тени пятна к периферии.

Рис. 3. Строение солнечной атмосферы над пятном.
Тонкие линии - силовые линии магнитного поля H,
штриховые линии - линии равной напряженности H в Э,
толстые линии - изотермы. Видно, что высокотемпературный
корональный газ над пятном опускается до малых высот.

Уменьшение потока энергии в пятнах ("чернота" пятен) обусловлено, по-видимому, остановкой магн. полем конвективных движений вещества фотосферы; остаточная грануляция в пятнах связана, вероятно, с проявлением конвекции. В большой области хромосферы над пятном газ втекает внутрь пятна по отдельным трубкам, совпадающим с силовыми линиями поля. Данные об источнике сантиметрового радиоизлучения над пятном свидетельствуют о прогреве газа над пятном (рис. 3); на высотах >2000 км большая часть пространства над пятном занята газом с корональной темп-рой. Этот прогрев, а также существование между пятнами связанного с ними рентг. излучения с $T\le 10^7$ К, по-видимому, свидетельствуют о том, что из пятен выходит повышенный поток магнитогидродинамич. волн (см. Плазма, Альвеновские волны) либо корональная плазма между пятнами нагревается непосредственно вследствие диссипации магн. полей.

Пятна обычно встречаются группами. Количество пятен, широты занимаемые ими зон и полярности пятен циклически меняются с течением времени (подробнее см. в ст. Солнечный цикл).

Лит.:
Обридко В.Н., Теплицкая Р.Б., Физические условия в солнечных пятнах, в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 14, М., 1978; см. также лит. при ст. Солнце.

(М.А. Лившиц)

И. М. Лившиц, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru

А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я

Обсудить эту публикацию

Версия для печати