Солнечные пятна — это временные явления, которые происходят на фотосфере Солнца и выглядят как пятна, более темные, чем окружающие их области. Эти области снижают температуру поверхности, что вызвано концентрацией потока магнитного поля и подавляют конвекцию. Солнечные пятна обычно появляются парами противоположной магнитной полярности. Количество этих пятен меняется в течение года.
Солнечное пятно — это место на поверхности Солнца , которое имеет низкую температуру и интенсивное магнитное поле. Это также магнитные структуры, которые кажутся темными на поверхности Солнца. Одна из основных причин, по которой солнечные пятна кажутся черными на поверхности Земли, заключается в том, что средняя температура поверхности Солнца составляет около 10 000°F, а средняя температура в центре солнечного пятна составляет 6400°F.
Группы или отдельные солнечные пятна могут существовать от нескольких дней до пары месяцев, но в конце концов они распадаются. Солнечные пятна сжимаются и расширяются по мере перемещения по поверхности Солнца, достигая диаметров до ста шестидесяти тысяч (160 000) километров. Эти солнечные пятна могут перемещаться в собственных движениях или с относительной скоростью, начиная с нескольких сотен метров в секунду при появлении.
Солнечные пятна производят магнитную активность, которая является весьма значительной и сильной, они также сопровождаются вторичными явлениями, такими как пересоединение, протуберанцы и корональные петлевые события. Большинство корональных выбросов массы и солнечных вспышек возникают в области, которая является магнитно-активной, охватывающей видимые группы солнечных пятен. Подобные явления, наблюдаемые на звездах и других солнцах, сопровождаются другим явлением, называемым звездными пятнами.
Хотя температура солнечных пятен колеблется от 3000 до 4500 К, контраст с окружающим материалом, который составляет около 5800 К, оставляет эти солнечные пятна четко наблюдаемыми как темные пятна. Это происходит потому, что яркость этого видимого света нагретого черного тела в близком приближении фотосферы при этих температурах сильно меняется в зависимости от температуры — значительно больше по сравнению с общим излучением черного тела, испускаемым Солнцем. Солнечные пятна состоят из двух основных частей: тени, которая является самой темной частью Солнца, несущей вертикальное магнитное поле, и полутени, которая является более светлой частью, несущей наклонное магнитное поле.
Солнечные пятна имеют тенденцию появляться в магнитно-биполярных группах. В каждой группе обычно есть два основных пятна, ориентированных примерно с востока на запад, называемых ведущим , предшествующим или западным, и последующим или восточным пятном. Ведущее пятно обычно больше по размеру и имеет более сильную напряженность магнитного поля. Оно формируется первым, первым образует полутень и последним рассеивается.
Солнечные пятна могут существовать от нескольких дней до нескольких месяцев, но в конечном итоге они исчезают. Они сжимаются и расширяются по мере перемещения по поверхности Солнца, и хотя детали образования солнечных пятен все еще являются предметом споров, похоже, что видимые аналоги трубок магнитного потока в конвективной зоне Солнца объединяются дифференциальным вращением. Если напряжение в этих трубках достигает определенной точки, они сворачиваются и в конечном итоге прокалывают поверхность Солнца. Конвекция подавляется в этих точках прокола; поток энергии из внутренних частей Солнца уменьшается вместе с температурой его поверхности.
Эффект Вильсона утверждает, что солнечные пятна — это углубления на поверхности Солнца. Эффект Зеемана, с другой стороны, показывает, что прототипичные солнечные пятна появляются парами с контрастной магнитной полярностью. В каждом цикле солнечные пятна меняются с севера на юг и с юга на север и обратно. Они появляются группами.
Магнитное давление имеет тенденцию удалять концентрации магнитного поля, заставляя солнечные пятна рассеиваться, но продолжительность жизни этих солнечных пятен обычно измеряется днями или неделями. В 2001 году наблюдения с SOHO или Solar and Hellosphere Observatory с использованием звуковых волн, проходящих под фотосферой, были использованы для разработки трехмерных изображений внутренней структуры под солнечными пятнами; эти замечания изображают мощный нисходящий поток под каждым солнечным пятном, который образует вращающийся вихрь, способный поддерживать концентрированное магнитное поле.
Циклы солнечных пятен происходят примерно каждые одиннадцать (11) лет с некоторыми вариациями в продолжительности. В солнечном цикле популяции солнечных пятен растут очень быстро и падают медленнее. Точка наибольшего числа солнечных пятен в цикле известна как солнечный максимум. С другой стороны, солнечный минимум — это точка наименьшей активности солнечных пятен.
На ранних стадиях цикла солнечные пятна появляются в более высоких широтах Солнца, а затем перемещаются к экватору, когда цикл достигает максимума, согласно закону Спорера. Солнечные пятна, которые происходят из двух соседних циклов, могут существовать одновременно в течение определенного периода и могут быть различимы по магнитному полю, которым они обладают.
Для подсчета среднего количества солнечных пятен и групп солнечных пятен в течение интервалов используется индекс солнечных пятен Вольфа. Эти одиннадцатилетние (11) солнечные циклы нумеруются последовательно, и наблюдения с использованием индекса солнечных пятен Вольфа начались с 1750-х годов.
Джордж Хейл первым связал магнитные поля и солнечные пятна в 1908 году. Он предположил, что период цикла солнечных пятен составляет около двадцати двух (22) лет, что охватывает два периода уменьшения и увеличения числа солнечных пятен, которые сопровождаются полярными инверсиями магнитного дипольного поля. Вскоре после этого именно Хорас Бабкок предложил качественную модель динамики внешних слоев Солнца. Эта модель объясняет, что эти магнитные поля вызваны поведением, описываемым законом Спорера.
Солнечные пятна связаны с солнечными событиями, такими как выбросы корональной массы и вспышки. Солнечная вспышка — это внезапное высвобождение энергии из Солнца, и хотя выбросы корональной массы на самом деле выбрасывают горячую плазму в космос, их точные механизмы до сих пор неизвестны. Выбросы корональной массы и вспышки могут посылать гигантские количества заряженных частиц и энергии в столкновение с атмосферой Земли, где они могут вызывать магнитные бури, которые нарушают работу сотовой связи и радиосвязи и влияют на электросети. Во время события 1989 года, солнечного максимума, скачка напряжения, вызванного энергией солнца, повредила несколько трансформаторов, которые были частью энергосистемы Hydro-Quebec. Этот скачок напряжения оставил около шести (6) миллионов человек в Канаде и Соединенных Штатах без электричества более девяти (9) часов.
Увеличение солнечной радиации, происходящее во время солнечных вспышек, представляет опасность для здоровья астронавтов в космосе, пассажиров и экипажей высотных самолетов, однако отсутствуют доказательства того, что эти люди могли заболеть в результате такого воздействия.
Даже сегодня возникает много вопросов о связи изменений климата Земли и солнечной погоды, поскольку на Землю влияет несколько факторов, включая парниковые газы, извержения вулканов и связь. Минимум Маундера в 1600-х годах был временем, когда почти не было солнечной активности. В это время на Земле наблюдались низкие температуры и суровые температуры в Северной Америке и Европе.
Древние китайские астрономы впервые заметили солнечные пятна почти тысячу лет назад. В «Книге перемен», которая датируется 11 годом до нашей эры, говорится, что внутри солнца была замечена звезда . Первое письменное упоминание о наблюдении солнечных пятен датируется 28 годом до нашей эры, когда было отмечено, что солнце было желтым, а в центре наблюдался черный пар размером с монету.
После того, как в 1600-х годах был разработан телескоп, Галилей и его коллеги заметили, что на солнце есть темные пятна. Католик и астроном Кристоф Шайнер попытался придумать объяснение, которое не противоречило бы учению церкви, и утверждал, что эти пятна на самом деле были неоткрытыми планетами, которые вращались вокруг солнца в непосредственной близости, и были видны только тогда, когда планеты находились перед солнцем. Галилей, однако, правильно понял, что солнечные пятна были частью самого солнца, внимательно наблюдая за движением солнечных пятен с течением времени, и к середине 1700-х годов европейские астрономы ежедневно собирали и записывали свои наблюдения за солнечными пятнами на Солнце.
С 1900-х годов ученые использовали целый ряд инструментов, включая гигантские солнечные телескопы, специально разработанные для наблюдения за солнечным светом без искажения его теплом. Затем астроном Джордж Хейл открыл магнитную природу солнечных пятен и использовал свое открытие, чтобы доказать существование магнитных полей внутри Солнца.