Яка температура темних плям на сонці? Храм народів Джима Джонса

Історія вивчення

Перші повідомлення про плями Сонце ставляться до спостереженням 800 року до зв. е. в Китаї .

Замальовки плям із хроніки Іоанна Вустерського

Вперше плями були замальовані 1128 року у хроніці Іоанна Вустерського.

Перша відома згадка сонячних плям у давньоруській літературі міститься в Ніконівський літописі, в записах, що належать до другої половини XIV століття:

Було знамення на небі, сонце Було, акі кров, і по ньому місця чорні

Було знамення в сонці, місця чорні по сонцю, акі цвяхи, і імла велика була

Перші дослідження фокусувалися на природі плям та їх поведінці. Незважаючи на те, що фізична природа плям залишалася неясною аж до XX століття, спостереження продовжувалися. До XIX століття вже був досить тривалий ряд спостережень плям, щоб помітити періодичні варіації активності Сонця. У 1845 році Д. Генрі та С. Александер (англ. S. Alexander ) з Прінстонського університету провели спостереження Сонце за допомогою спеціального термометра (en:thermopile) і визначили, що інтенсивність випромінювання плям порівняно з навколишніми областями Сонця знижена.

Виникнення

Виникнення сонячної плями: магнітні лінії проникають крізь поверхню Сонця

Плями виникають внаслідок збурень окремих ділянок магнітного поля Сонця. На початку цього процесу трубки магнітного поля прориваються крізь фотосферу в область корони, і сильне поле пригнічує конвективний рух плазми в гранулах, перешкоджаючи в цих місцях перенесення енергії з внутрішніх областей назовні. Спочатку в цьому місці виникає смолоскип, трохи пізніше і на захід - маленька точка, звана порарозміром кілька тисяч кілометрів. Протягом кількох годин величина магнітної індукції зростає (при початкових значеннях 0,1 тесла), розмір та кількість пір збільшується. Вони зливаються один з одним і формують одну або кілька плям. У період максимальної активності плям величина магнітної індукції може досягати 0,4 тесла.

Термін існування плям досягає кількох місяців, тобто окремі групи плям можуть спостерігатися протягом кількох обертів Сонця. Саме цей факт (рух спостережуваних плям сонячним диском) послужив основою для доказу обертання Сонця і дозволив провести перші вимірювання періоду обертання Сонця навколо своєї осі.

Плями зазвичай утворюються групами, проте іноді виникає одиночна пляма, яка живе всього кілька днів, або біполярна група: дві плями різної магнітної полярності, з'єднані лініями магнітного поля. Західна пляма в такій біполярній групі називається «провідною», «головною» або «P-плямою» (від англ. preceding), східне - «відомим», «хвостовим» або «F-плямою» (від англ. following).

Лише половина плям живе більше двох днів, і лише десята частина – понад 11 днів.

На початку 11-річного циклу сонячної активності плями на Сонці з'являються на високих широтах геліографічних (порядку ±25-30°), а з ходом циклу плями мігрують до сонячного екватора, в кінці циклу досягаючи широт ±5-10°. Ця закономірність зветься «закон Шперера».

Групи плям орієнтуються приблизно паралельно сонячному екватору, проте відзначається деякий нахил осі групи щодо екватора, який має тенденцію до збільшення для груп, розташованих далі від екватора (т.зв. «закон Джоя»).

Властивості

Середня температура поверхні Сонця близько 6000 К (ефективна температура – ​​5770 К, температура випромінювання – 6050 К). Центральна, найтемніша, область плям має температуру всього близько 4000 К, зовнішні області плям, що межують з нормальною поверхнею, - від 5000 до 5500 К. Незважаючи на те, що температура плям нижче, їхня речовина все одно випромінює світло, нехай і в меншій ступеня, ніж решта поверхні. Саме через цю різницю температур при спостереженні і виникає відчуття, що плями темні, майже чорні, хоча насправді вони теж світяться, проте їхнє свічення втрачається на тлі яскравішого сонячного диска.

Центральна темна частина плями зветься тіні. Зазвичай її діаметр становить близько 0,4 діаметра плями. У тіні напруженість магнітного поля та температура досить однорідні, а інтенсивність свічення у видимому світлі становить 5-15 % від фотосферної величини. Тінь оточена напівтінню, що складається із світлих і темних радіальних волокон з інтенсивністю світіння від 60 до 95% від фотосфери.

Поверхня Сонця області, де розташовується пляма, розташована приблизно 500-700 км нижче, ніж поверхню оточуючої фотосфери. Це явище зветься «вільсонівської депресії».

Плями – області найбільшої активності на Сонці. У випадку, якщо плям багато, існує висока ймовірність того, що відбудеться переєднання магнітних ліній - лінії, що проходять всередині однієї групи плям, рекомбінують з лініями з іншої групи плям, що мають протилежну полярність. Видимим результатом цього процесу є сонячний спалах. Сплеск випромінювання, досягаючи Землі, викликає сильні обурення її магнітного поля, порушує роботу супутників і навіть впливає розташовані планеті об'єкти. Через порушення магнітного поля Землі збільшується ймовірність виникнення північних сяйв у низьких географічних широтах. Іоносфера Землі також схильна до флуктуацій сонячної активності, що проявляється у зміні поширення коротких радіохвиль.

Класифікація

Плями класифікують залежно від терміну життя, розміру, розташування.

Стадії розвитку

Локальне посилення магнітного поля, як було зазначено вище, гальмує рух плазми в конвекційних осередках, уповільнюючи винесення тепла на поверхню Сонця. Охолодження порушених цим процесом гранул (приблизно на 1000 °C) призводить до їх потемніння та формування одиничної плями. Деякі з них зникають за кілька днів. Інші розвиваються у біполярні групи з двох плям, магнітні лінії у яких мають протилежну полярність. З них можуть сформуватися групи з безлічі плям, які у разі подальшого збільшення області півтініоб'єднують до сотні плям, досягаючи розмірів у сотні тисяч кілометрів. Після цього відбувається повільне (протягом кількох тижнів або місяців) зниження активності плям та зменшення їх розмірів до маленьких подвійних чи одинарних точок.

Найбільші групи плям завжди мають пов'язану групу в іншій півкулі (північній або південній). Магнітні лінії в таких випадках виходять з плям в одній півкулі та входять у плями в іншій.

Розміри груп плям

Розміри групи плям прийнято характеризувати її геометричною протяжністю, а також кількістю плям, що входять до неї, і їх повною площею.

У групі може налічуватися від одного до півтори сотні і більше плям. Площі груп, які зручно вимірювати у мільйонних частках площі сонячної півсфери (м.с.п.), варіюються від кількох м.с.п. до кількох тисяч м.с.п.

Максимальну площу за весь період безперервних спостережень груп плям (з 1874 по 2012 роки) мала група № 1488603 (за Грінвічським каталогом), що з'явилася на диску Сонця 30 березня 1947 року, максимум 18-го 11-річного циклу сонячної активності. До 8 квітня її повна площа сягнула 6132 м.с.п. (1,87 · 10 10 км², що більш ніж у 36 разів перевищує площу земної кулі). На фазі свого максимального розвитку ця група складалася з понад 170 окремих сонячних плям.

Циклічність

Сонячний цикл пов'язаний із частотою появи плям, їх активністю та терміном життя. Один цикл охоплює приблизно 11 років. У періоди мінімуму активності плям на Сонці дуже мало чи ні взагалі, тоді як у період максимуму їх може спостерігатися кілька сотень. Наприкінці кожного циклу полярність сонячного магнітного поля змінюється на протилежну, тому правильніше говорити про 22-річний сонячний цикл.

Тривалість циклу

Хоча середньому цикл сонячної активності триває близько 11 років, бувають цикли довжиною від 9 до 14 років. Середні значення також змінюються протягом століть. Так було в XX столітті середня довжина циклу становила 10,2 року.

Форма циклу є непостійною. Швейцарський астроном Макс Вальдмайєр стверджував, що перехід від мінімуму до максимуму сонячної активності відбувається тим швидше, чим більша максимальна кількість сонячних плям, зареєстрована в цьому циклі (т.зв. «правило Вальдмайєра»).

Початок та кінець циклу

У минулому початком циклу вважався момент, коли сонячна активність перебувала у точці свого мінімуму. Завдяки сучасним методам вимірювань стало можливим визначати зміну полярності сонячного магнітного поля, тому зараз за початок циклу приймають момент зміни полярності плям.

Нумерація циклів була запропонована Р. Вольфом. Перший цикл, згідно з цією нумерацією, розпочався 1749 року. У 2009 році розпочався 24 сонячні цикли.

• Дані останнього рядка – прогноз

Існує періодичність зміни максимальної кількості сонячних плям із характерним періодом близько 100 років («віковий цикл»). Останні мінімуми цього циклу припадали приблизно на 1800-1840 та 1890-1920 роки. Є припущення існування циклів ще більшої тривалості.

Див. також

Примітки

Посилання

• Об'єднана база даних магнітних полів сонячних плям - включає зображення сонячних плям періоду 1957-1997 років
• Зображення сонячних плям обсерваторії Локарно-Монті – охоплює період 1981-2011 років.
• Фізика Космосу. Маленька енциклопедія М.: Радянська Енциклопедія, 1986

Анімації-схеми процесу зародження сонячних плям

• how are sunspots formed? (Як сонячні плями формуються?)

Сонце
Структура	Ядро · Зона променистого перенесення · Конвективна зона
Атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · Сонячна корона
Розширена структура	Геліосфера (Геліосферний струмовий шар · Кордон ударної хвилі) · Геліосферна мантія · Геліопауза · Головна ударна хвиля
Що відносяться до Сонця феномени	Сонячне затемнення · Сонячна активність ( Сонячні плями · Сонячні спалахи · Корональні викиди маси) · Сонячна радіація (Варіації сонячного випромінювання) · Корональні дірки · Корональні петлі · Смолоскипи · Гранули · Флоккули · Протуберанці та волокна · Спікули · Супергрануляція · сонячний вітер · Хвиля Мортона
Пов'язані теми	сонячна система · Сонячне динамо · Зоряна еволюція

Як, наприклад, у середині минулого тисячоліття. Кожен мешканець нашої планети знає, що на головному джерелі тепла і світла знаходяться невеликі потемніння, які складно розглянути без спеціальних пристроїв. Але далеко не всім відомий факт, що саме вони призводять до яких можуть сильно позначитися на магнітному полі Землі.

Визначення

Говорячи простою мовою, сонячні плями – це темні ділянки, що утворюються на поверхні Сонця. Помилково вважати, що вони не випромінюють яскраве світло, однак у порівнянні з рештою фотосфери вони справді набагато похмуріші. Їхньою основною характеристикою є знижена температура. Таким чином, сонячні плями на Сонці холодніші приблизно на 1500 Кельвінів, ніж інші ділянки, що їх оточують. По суті, вони є ті самі області, крізь які магнітні поля виходять на поверхню. Завдяки цьому явищу можна говорити про такий процес, як магнітна активність. Відповідно, якщо плям мало, це називається спокійним періодом, і коли їх багато, такий період називатися активним. Під час останнього світіння Сонця трохи яскравіше через факели та флоккули, розташовані навколо темних ділянок.

Вивчення

Спостереження сонячних плям ведеться давно, воно своїм корінням сягає ще в епоху до нашої ери. Так, Теофраст Аквінський ще IV столітті до зв. е. у своїх роботах згадував про їхнє існування. Перша замальовка потемнінь на поверхні головної зірки була виявлена ​​в 1128, належить вона Джону Ворчестеру. Крім цього, у давньоруських творах XIV століття згадується про чорні сонячні вкраплення. Наука швидко почала займатися їх вивченням у 1600-х роках. Більшість вчених того періоду дотримувалися версії, що сонячні плями - це навколо осі Сонця планети, що рухаються. Але після винаходу Галілеєм телескопа цей міф розвіявся. Йому першому вдалося з'ясувати, що плями є невід'ємними від сонячної структури. Ця подія породила потужну хвилю досліджень і спостережень, які не припиняються з тих пір. Сучасне вивчення вражає уяву своїми масштабами. Протягом 400 років прогрес у цій галузі став відчутним, і нині Бельгійська королівська обсерваторія займається підрахунком кількості сонячних плям, але розкриття всіх граней цього космічного явища продовжується.

Поява

Ще у школі дітям розповідають про існування магнітного поля, проте зазвичай згадують лише полоідальний компонент. Але теорія сонячних плям передбачає вивчення також тороїдального елемента, природно, мова вже йде про магнітне поле Сонця. У Землі його неможливо вирахувати, оскільки воно не з'являється на поверхні. Інша ситуація з небесним світилом. При сукупності певних умов магнітна трубка виринає назовні крізь фотосферу. Як ви здогадалися, цей викид призводить до того, що поверхні утворюються сонячні плями. Найчастіше це відбувається масово, саме тому найбільш поширені групові скупчення плям.

Властивості

У середньому досягає 6000 К, у той час як у плям вона становить близько 4000 К. Однак це не заважає їм, як і раніше, виробляти потужну кількість світла. Сонячні плями та активні області, тобто групи плям, мають різні терміни існування. Перші живуть від кількох днів до кількох тижнів. А ось останні куди живучі і можуть залишатися у фотосфері протягом місяців. Що стосується структури кожної окремої плями, то вона видається непростою. Центральна його частина називається тінню, що зовні виглядає однотонною. У свою чергу, вона оточена півтінню, що відрізняється своєю мінливістю. Внаслідок зіткнення холодної плазми та магнітної на ній помітні коливання речовини. Розміри сонячних плям, а також їх кількість у групах може бути найрізноманітнішою.

Цикли сонячної активності

Всім відомо, що рівень постійно змінюється. Це становище призвело до поняття 11-річного циклу. Сонячні плями, їхня поява та число дуже тісно взаємопов'язані з цим явищем. Однак це питання залишається суперечливим, оскільки один цикл може змінюватись від 9 до 14 років, а також рівень активності невпинно змінюється від сторіччя до сторіччя. Таким чином, можуть бути періоди певного затишшя, коли більше одного року плями практично відсутні. Але може статися і зворотне, коли їхня кількість вважається аномальною. Раніше відлік початку циклу розпочинався з моменту мінімальної сонячної активності. Але з появою вдосконалених технологій літочислення ведеться з того моменту, коли змінюється полярність плям. Дані про минулі сонячні активності доступні для вивчення, проте вони навряд чи можуть стати найвірнішим помічником у прогнозуванні майбутнього, адже природа Сонця дуже непередбачувана.

Вплив на планету

Не секрет, що на Сонці тісно взаємодіють з нашим повсякденним життям. Земля постійно зазнає атак різних подразників ззовні. Від їхнього руйнівного впливу планета захищена за допомогою магнітосфери та атмосфери. Але, на жаль, вони не здатні протистояти йому повністю. Таким чином, з ладу можуть бути виведені супутники, порушується радіозв'язок, а космонавти схильні до підвищеної небезпеки. Крім того, випромінювання впливає на кліматичні зміни і навіть на зовнішність людини. Існує таке явище, як сонячні плями на тілі, що з'являються під впливом ультрафіолету.

Це питання ще не вивчено належним чином, як і вплив сонячних плям на повсякденне життя людей. Ще одним явищем, що залежить від магнітних порушень, можна назвати Магнітні бурі стали одним із найвідоміших наслідків сонячної активності. Вони є ще одне зовнішнє поле навколо Землі, яке паралельно постійному. Сучасні вчені навіть пов'язують підвищену смертність, а також загострення захворювань серцево-судинної системи з появою цього магнітного поля. А в народі це навіть поступово почало перетворюватися на забобони.

У давнину Сонце обожнювали. І не лише Сонце, а й взагалі все небесне. Ймовірно, з того часу дійшло до нас відоме протиставлення ідеально досконалого неба і грішної, недосконалої Землі. «Відрізняється, як небо від Землі»,— говоримо ми про речі, у всьому не схожі один на одного.

У реальному світі важко знайти більш підходящий предмет релігійного поклоніння, ніж Сонце. У культі Сонця люди інстинктивно висловлювали вірну ідею залежність всього земного від Сонця. І цей культ проникнув навіть у давньогрецьку філософію — вчення про «досконалість» небес було освячено авторитетом Аристотеля та його учнів. Втім, на той час сонцепоклонники зустрічалися у всіх куточках земної кулі.

Ви, мабуть, здогадалися, до чого я завів цю розмову. Коли хтось із давніх спостерігачів помічав плями на Сонці, він не тільки робив наукове відкриття,

але й ображав божество. Відкриття цінувалося лише нащадками, розправа за образу наступала негайно. З цих причин відкриття сонячних плям вирішувало принципову суперечку — чи досконалі небеса, чи ніщо земне їм не чуже.

Важко сказати, хто перший помітив плями на Сонці. Їх описували древні китайські літописці, арабські та вірменські хроніки, російські літописи, середньовічні історики,— всі вони зазначають, що зрідка на Сонці з'являються якісь темні утворення, найбільше схожі на цвяхи, ніби вбиті у Сонці. Слово "пляма" з'явилося пізніше, у XVII столітті, коли вперше вдалося розглянути сонячні плями в телескоп.

В історії науки нерідкі випадки, коли відкриття здійснюють відразу і незалежно один від одного кілька вчених. Так було і на початку XVII століття, коли честь відкриття сонячних плям заперечували троє вчених — великий італієць Галілео Галілей, голландець Йоган Фабриціус та німецький професор-єзуїт Христофор Шейнер.

Побачити сонячні плями в телескоп – справа нехитра. Варто лише, захистивши очі темним фільтром, направити телескоп на Сонце, і його поверхні майже завжди вдається помітити плями. Давні спостереження сонячних плям неозброєним оком були або забуті, або ще невідомі.

Перша книга про сонячні плями з'явилася 1611 року. У ній Йоган Фабриціус розповідає, що ще в грудні 1610 року він одного ранку, спостерігаючи Сонце в телескоп, помітив на ньому чорну пляму, яку спочатку порахував за далеку маленьку хмару. Однак через деякий час, коли Сонце вже було високо в небі, дивна темна «хмарка» залишилася на місці сонячного диска. Коли ж і наступного ранку Фабриціус побачив на Сонці ту саму пляму і в тому ж місці, всякі сумніви зникли — пляма не була хмарою, а належала Сонцю!

Через кілька днів на Сонці з'явилися нові п'яти, а колишня пляма змінила форму і помітно зрушила до західного краю Сонця. Ще через кілька днів воно зникло за цим краєм, але за два тижні знову з'явилося на протилежному, східному краю. Напрошувався висновок, що величезна сонячна куля повільно обертається навколо осі, завершуючи повний обіг приблизно за місяць.

Книга Фабриціуса вже готувалася до друку, коли у березні 1611 року Шейнер у свій телескоп уперше помітив сонячні плями і показував їх своїм учням. Проте, на відміну Фабрициуса, Шейнер не поспішав з публікацією. Він чудово розумів, що плями на Сонці насамперед заплямують його авторитет професора-єзуїта, пропагандиста арістотелівського вчення про «недоторканну чистоту» небес. Лише у грудні 1611 року Шейнер ризикнув написати про відкриття сонячних плям, втім і тут вчинивши цілком по-єзуїтськи. Не бажаючи неприємностей, Шейнер заявив, що відкриті їм освіти — це не плями на Сонці, а невідомі близькі до Сонця планети, які у вигляді чорних плям проектуються на сонячний диск.

Галілей відкрив сонячні плями, мабуть, ще в середині 1610, але ніде не заявив про своє відкриття. Однак у квітні 1611 року у Римі Галілей показував сонячні плями на свій телескоп тим, хто цікавився його астрономічними відкриттями. Обережність Галілея зрозуміла — все, що він побачив у небі, озброївши свої очі телескопом, йшло врозріз не лише з філософією Аристотеля, а й із вченням церкви. У такій ситуації сонячні

плями могли бути останньою краплею, яка переповнювала терпіння ворогів великого вченого.

І все-таки, як це не було небезпечно, Галілей уплутався в суперечку про природу сонячних плям. Він прийняв бік Фабриціуса і переконливо довів новими спостереженнями, що плями не планети, а якісь утворення на сонячній поверхні.

Слід таки згадати добрим словом і Шейнера. Він погодився з доказами Галілея і старанно спостерігав сонячні плями до 1627 року. Шейнер уточнив період обертання Сонця та описав свої спостереження в об'ємистому фоліанті, що містить близько 800 сторінок!

І на Сонці є плями — з цією істиною зрештою довелося погодитись і недовірливим вченим та правовірним церковникам. Майже два століття астрономи продовжували спостерігати на Сонці плями, не відкриваючи нічого принципово нового. Лише минулого століття несподівано виявилося, що кількість плям на Сонці коливається за певним законом.

Генріх Швабе, скромний німецький аптекар, який жив у минулому столітті в Німеччині, був аматором астрономії. Зауважимо, що не у будь-якій справі можливо, а тим паче корисне «аматорство». Ви, мабуть, не ризикнули б звернутися по допомогу хірурга-аматора. Але в астрономії любителі грали, а частково грають і тепер велику роль. Астрономів-фахівців завжди було замало. Вони не встигали стежити за тим, що відбувається на небі. Тут і на допомогу приходили численні любителі астрономії. Вони відкривали нові планети та комети, вели регулярні спостереження змінних зірок, реєстрували появу метеорів. Словом, майже в усіх галузях астрономії сумлінний спостерігач, озброєний навіть скромним оптичним інструментом, може принести користь науці. Деякі з любителів астрономії, як Генріх Швабе, зробили великі відкриття.

В 1826 Швабе придбав невеликий телескоп і зайнявся пошуками невідомих планет, близьких до Сонця, ніж Меркурій. Тема ця у ті роки була модною, і кожному хотілося стати першовідкривачем. Очевидно, якщо є невідомі планети, вони мають час від часу проектуватися на сонячний диск. З першого погляду вони будуть схожими на сонячні плями, але деталі будови виявлять справжню природу підозрілих об'єктів. Ось

чому Швабе з суто німецькою пунктуальністю протягом багатьох років реєстрував у своїх журналах усі плями, що з'являлися на Сонці.

І тут, розшукуючи одне, Швабе зненацька відкрив зовсім інше. Виявилося, що приблизно кожні десять років кількість сонячних плям стає найбільшою. Через п'ять років після цього воно знижується до мінімуму: в інші дні Сонце виглядає зовсім за Арістотелем — сліпучо чистим. Перше повідомлення про своє відкриття Швабе опублікував у 1843 році. Однак воно стало широковідомим лише через вісім років, коли знаменитий дослідник природи Олександр Гумбольдт у своїй книзі «Космос» сповістив весь світ про спостереження Швабе.

Відкриття загадкового сонячного ритму зацікавило астронома Цюріхської обсерваторії Рудольфа Вольфа. Він зібрав усі телескопічні спостереження сонячних плям, а також їх опис у старовинних хроніках. За більший проміжок часу виразніше виражається і ритм сонячного пульсу. У 1852 році Вольф виявив, що максимальна кількість плям заповнює сонячний диск кожні 11,1 року (а не раз на 10 років, як підрахував Швабе). Через три роки, ставши директором Цюріхської обсерваторії, Вольф вперше організував постійні систематичні спостереження сонячних плям — наочного вираження так званої сонячної активності.

Приклад Вольфа незабаром наслідували і астрономи інших обсерваторій. Поступово склалася «служба Сонця» — регулярні спостереження Сонця, що ніколи не припиняються, на безлічі обсерваторій земної кулі. Крім того, Вольф виявив зв'язки сонячної активності з полярними сяйвами, магнітними бурями та іншими явищами Землі. Це був один із першовідкривачів Сонця, астроном-фахівець, який все своє життя присвятив вивченню Сонця та сонячно-земних зв'язків. Не подумайте, що після Вольфа астрономи-аматори, дослідники Сонця, вже не робили відкриттів. Наведу лише один приклад.

У Московському планетарії багато років на посаді завідувача діапозитивного фонду працював Олексій Петрович Мойсеєв. Вперше я його побачив 1934 року на засіданні відділу Сонця Московського астрономо-геодезичного товариства. Високого зросту, худорлявий, скромно одягнений, Мойсеєв не любив говорити про себе, про свої відкриття.

Довгий час я не знав, що цей уже немолодий аматор астрономії, озброєний астрономічною трубою з діаметром об'єктиву всього 34 мм, зробив великий внесок у вивчення Сонця та його активності.

Мойсеєв відкрив, що райдужні кільця навколо Сонця та Місяця, так звані галоси, пов'язані із сонячними плямами. З тими самими плямами, з його дослідженням, пов'язані частота появи пір'ястих хмар, частота і гроз.

Це був терплячий дослідник природи, який буквально щодня спостерігав Сонце. І так рік у рік, з десятиліття в десятиліття.

Легко зрозуміти, що в той самий момент у великий телескоп на Сонці побачиш плям набагато більше, ніж у маленький. Щоб порівняти між собою такі різнорідні спостереження, їх шляхом розрахунків приводять (редукують) до якогось телескопа, який приймається за стандарт. Інакше висловлюючись, теоретично підраховують, що можна було побачити, якщо замінити даний телескоп стандартним.

За кордоном "стандартним" телескопом здавна вважався той, у який колись спостерігав Вольф. У Радянському Союзі довгий час усі спостереження сонячних плям редукували до крихітного телескопа Олексія Петровича Моїсеєва.

Чи це не знак поваги скромного трудівника науки, який не мав офіційного диплома астронома, але всім своїм життям показав себе справжнім ученим?

Ще цікаві статті

На цій фотографії Сонця ви побачите плями. Ці темні точки на поверхні видно з Землі навіть без телескопа. Галілей був першим, хто побачив їх у телескоп, але донедавна астрономи не могли пояснити те, що їх викликає.

Чому вони темні?

Незважаючи на те, що плями темніші, ніж оточуючі речовини Сонця, вони насправді неймовірно гарячі. Вони можуть мати температуру понад 3500 градусів за Кельвіном, проте не настільки яскраві, ніж поверхня, яка нагріта до 5800 Кельвінів. Через різницю температур, воно виглядає темним, порівняно з рештою поверхні Сонця. Воно може бути настільки великим, що Земля може поміститися у деяких із них. Сонце в основному складається з плазми.

Рух плазми всередині Сонця створює потужне магнітне поле, схоже на магнітосферу Землі.

Але магнітне поле Сонця постійно змінюється. Фізики вважають, що силові лінії магнітного поля скручені та виходять за межі Сонця. Вони утворюються у точках, де магнітне поле пронизує фотосферу. Хоча вони виглядають темними, насправді вони лише на кілька тисяч градусів холодніші, ніж навколишня фотосфера.

Сонячні плями сьогодні з супутника SDO онлайн

Карта нашої зірки у рентгенівському діапазоні представлена ​​нижче, фотографія оновлюється щодня. Цифрами позначені групи плям

Астрономи відстежуючи плями за період більш ніж 100 років, дізналися, що їхня кількість на поверхні підвищується і знижується в 11-річному циклі.

Смолоскипи

Гранули – це малі (розміром близько 1000 км) елементи, схожі на комірки неправильної форми, які як сітка покривають усю фотосферу Сонця, за винятком сонячних плям. Ці поверхневі елементи є верхньою частиною конвективних осередків, що йдуть углиб Сонця. У центрі цих осередків гаряча речовина піднімається з внутрішніх шарів Сонця, потім розтікається горизонтально поверхнею, охолоджується і опускається вниз на темних зовнішніх межах комірки. Окремі гранули живуть зовсім недовго, лише близько 20 хвилин. В результаті сітка грануляції постійно змінює свій вигляд. Ця зміна добре видно у фільмі (470 kB MPEG), отриманому на Вакуумному Сонячному Телескопі у Швеції (Swedish Vacuum Solar Telescope). Потоки всередині гранул можуть досягати надзвукових швидкостей більше 7 км в секунду і робити звукові удари, які призводять до формування хвиль на поверхні Сонця.

Супергранули

Супергранули мають конвективну природу, схожу з природою звичайних гранул, але мають помітно більші розміри (близько 35,000 км). На відміну від гранул, які видно на фотосфері звичайним оком, супергранули найчастіше виявляють себе за ефектом Доплера, відповідно до якого випромінювання, що надходить від речовини, що рухається до нас, зміщується по осі довжин хвиль у блакитний бік, а випромінювання речовини, що рухається від нас зміщується в червоний бік. Супергранули також покривають всю поверхню Сонця та безперервно еволюціонують. Окремі супергранули можуть жити один або два дні та мати середню швидкість течії близько 0.5 км за секунду. Конвективні потоки плазми всередині супергранулів згрібають лінії магнітного поля до країв осередку, де це поле формує хромосферну сітку.