Сонечныя плямы

Сонечныя плямы — цёмныя вобласці на Сонца, тэмпература якіх паніжана прыкладна на 1500 К у параўнанні з участкамі фотасферы, што іх акаляюць. Назіраюцца на дыску Сонца (з дапамогай аптычных прыбораў, а ў выпадку буйных плям — і няўзброеным вокам) у выглядзе цёмных плям. Сонечныя плямы з'яўляюцца абласцямі выхаду ў фотасферу моцных (да некалькіх тысяч гаўсаў) магнітных палёў. Пацямненне фотасферы ў плямах абумоўлена падаўленнем магнітным полем канвектыўных рухаў рэчыва і, як следства, зніжэннем патоку пераносу цеплавой энергіі у гэтых абласцях.

Колькасць плям на Сонца (і звязаны з ёю лік Вольфа) — адзін з галоўных паказчыкаў сонечнай магнітнай актыўнасці.

На халаднейшых зорках (класа K і халадней) назіраюцца плямы нашмат большай плошчы, чым на Сонцы.Гіганцкая пляма на зорцы HD 12545

 Узнікненне 


Плямы ўзнікаюць у выніку адхіленняў асобных участкаў магнітнага поля Сонца. У пачатку гэтага працэсу пучок магнітных ліній «прарываецца» скрозь фотасферу ў вобласць кароны і тармозіць канвекцыйны рух плазмы ў грануляцыйных ячэйках, перашкаджаючы ў гэтых месцах пераносу энергіі з унутраных абласцей наверх. Першым у гэтым месцы ўзнікае факел, крыху пазней і заходней — маленькая кропка, званая пора, памерам некалькі тысяч кіламетраў. На працягу некалькіх гадзін велічыня магнітнай індукцыі расце (пры пачатковых значэннях 0,1 тэслы), і памер і колькасць пор павялічваецца. Яны зліваюцца адна з адной і фармуюць адну ці некалькі плям. У перыяд найбольшай актыўнасці плям велічыня магнітнай індукцыі можа дасягаць 0,4 тэслы.

Тэрмін існавання плям дасягае некалькіх месяцаў, гэта значыць асобныя плямы могуць назірацца на працягу некалькіх абаротаў Сонца вакол сябе. Менавіта гэты факт (рух назіраемых плям уздоўж сонечнага дыска) паслужыў асновай для доказу вярчэння Сонца і дазволіў правесці першыя вымярэнні перыяду абароту Сонца вакол сваёй восі.

Плямы звычайна фармуюцца групамі, аднак часам узнікае адзінкавая пляма, якае жыве ўсяго некалькі дзён, ці дзве плямы, з накіраванымі з аднай ў другую магнітнымі лініямі.

Першая пляма, якае ўзнікла ў такой падвойнай групе завецца P-пляма () найстарэйшая — F-пляма ().

Толькі палова плям жывуць больш двух дзён, і ўсяго дзясятая частка перажывае 11-дзённы парог

Групы плям заўсёды выцягваюцца паралельна сонечнаму экватару.

 Уласцівасці 

Сярэдняя тэмпература паверхні Сонца каля 6000 °C (эфектыўная тэмпература — 5770 К, тэмпература выпраменьвання — 6050 К). Цэнтральная, самая цёмная, вобласць плям мае тэмпературу ўсяго каля 4000 °C, вонкавыя вобласці плям, якія мяжуюць са звычайнай паверхняй, — ад 5000 да 5500 °C. Нягледзячы на тое, што тэмпература плям ніжэй, іх рэчыва ўсё роўна выпраменьвае святло, хоць і ў меншай ступені, чым астатняя паверхня. Менавіта з-за гэтай розніцы тэмператур пры назіранні і ўзнікае адчуванне, што плямы цёмныя, амаль чорныя, хоць насамрэч яны таксама свецяцца, аднак іх свячэнне губляецца на фоне больш яркага сонечнага дыска.

Плямы — вобласці найбольшай актыўнасці на Сонца. У выпадку, калі плям шмат, тое існуе высокая верагоднасць таго, што адбудзецца перазлучэнне магнітных ліній — лініі, якія праходзяць усярэдзіне адной групы плям, рэкамбінуюць з лініямі з іншай групы плям, якія маюць процілеглую палярнасць. Бачным вынікам гэтага працэсу з'яўляецца сонечная ўспышка. Воплеск выпраменьвання, дасягаючы Землі, выклікае моцныя адхіленні яе магнітнага поля, парушае працу спадарожнікаў і нават уплывае на размешчаныя на планеце аб'екты. Дзякуючы парушэнням магнітнага поля павялічваецца верагоднасць узнікнення паўночных ззянняў у нізкіх геаграфічных шыротах. Іонасфера Землі таксама падвержана флуктуацыям сонечнай актыўнасці, што праяўляецца ў змене распаўсюджвання кароткіх радыёхваль.

 Класіфікацыя 


Плямы класіфікуюць у залежнасці ад тэрміна жыцця, памеру, размяшчэння.

 Стадыі развіцця 
Лакальнае ўзмацненне магнітнага поля, як было сказана вышэй, тармозіць рух плазмы ў канвекцыйных ячэйках, тым самым запавольваючы вынас цяпла на паверхню Сонцы. Астуджэнне закранутых гэтым працэсам гранул (прыкладна на 1000 °C) прыводзіць да іх пацямнення і фарміраванню адзінкавай плямы. Некаторыя з іх знікаюць праз некалькі дзён. Іншыя развіваюцца ў біпалярныя групы з дзвюх плям, магнітныя лініі ў якіх маюць процілеглую палярнасць. З іх могуць сфармавацца групы са мноства плям, якія ў выпадку далейшага павелічэння вобласці паўцені аб'ядноўваюць да сотні плям, дасягаючы памераў у сотні тысяч кіламетраў. Пасля гэтага адбываецца павольнае (на працягу некалькіх тыдняў ці месяцаў) зніжэнне актыўнасці плям і памяншэнне іх памераў да маленькіх падвойных ці адзінарных кропак.

Самыя буйныя групы плям заўсёды маюць звязаную групу ў іншым паўшар'і (паўночным ці паўднёвым). Магнітныя лініі ў такіх выпадках выходзяць з плям у адным паўшар'і і ўваходзяць у плямы ў іншым.

 Цыклічнасць 


Сонечны цыкл звязаны з частатой з'яўлення плям, іх актыўнасцю і тэрмінам жыцця. Адзін цыкл ахоплівае прыкладна 11 гадоў. У перыяды мінімуму актыўнасці плям на Сонца вельмі мала ці няма наогул, у той час як у перыяд максімуму іх можа назірацца некалькі сотняў. У канцы кожнага цыклу палярнасць сонечнага магнітнага поля змяняецца на процілеглую, таму правільней гаварыць аб 22-гадовым сонечным цыкле.

 Працягласць цыклу 

Хоць у сярэднім цыкл сонечнай актыўнасці доўжыцца каля 11 гадоў, бываюць цыклы даўжынёй ад 9 да 14 гадоў. Сярэднія значэнні таксама змяняюцца на працягу стагоддзяў. Так, у XX стагоддзі сярэдняя даўжыня цыклу склала 10,2 года.

Форма цыклу нясталая. Швейцарскі астраном Макс Вальдмаер сцвярджаў, што пераход ад мінімуму да максімуму сонечнай актыўнасці паходзіць тым хутчэй, чым больш максімальная колькасць сонечных плям, зарэгістраванае ў гэтым цыкле (т. зв. «правіла Вальдмайера»).

 Пачатак і канец цыклу 

У мінулым пачаткам цыклу лічыўся момант, калі сонечная актыўнасць знаходзілася ў пункце свайго мінімуму. Дзякуючы сучасным метадам вымярэнняў стала магчыма вызначаць змену палярнасці сонечнага магнітнага поля, таму цяпер за пачатак цыклу прымаюць момант змены палярнасці плям.

Цыклы ідэнтыфікуюцца па парадкавым нумары, пачынаючы з першага, адзначанага ў 1749 Johann Rudolf Wolfам. Бягучы цыкл (красавік 2009) мае нумар 24.

+ Дадзеныя пра апошнія сонечныя цыклы Нумар цыклу Год і месяц пачатку Год і месяц максімуму Максімальная колькасць плям 18  1944-02  1947-05  201 19  1954-04  1957-10  254 20  1964-10  1968-03  125 21  1976-06  1979-01  167 22  1986-09  1989-02  165 23  1996-09  2000-03  139 24  2008-01  2012-12*  87*.
 Дадзеныя апошняга радка — прагноз
Існуе перыядычнасць змены максімальнай колькасці сонечных плям з характэрным перыядам каля 100 гадоў («векавы цыкл»). Гэты цыкл (з апошнімі найменшымі максімумамі плям у 1800—1840 і 1890—1920 гадах) у наш час злучаюць з працэсамі канвекцыі. Ёсць здагадка пра існаванне цыклаў яшчэ большай працягласці.

 Гл. таксама 
 Сонечная актыўнасць
 Мінімум Маўндэра
 Спіс цыклаў сонечнай актыўнасці

 Спасылкі 

 Сонечныя плямы сёння 
 Аб'яднаная база гэтых магнітных палёў сонечных плям  — уключае выявы сонечных плям перыяду 1957—1997 гг.
 Выявы сонечных плям абсерваторыі Лакарна-Монці — ахоплівае перыяд 1981—2011 гг.
 Фізіка космасу. Маленькая энцыклапедыя М.: Савецкая Энцыклапедыя, 1986
 Навукоўцы стварылі камп'ютэрную мадэль сонечных плям 

Анімацыі-схемы працэсу зараджэння сонечных плям:
 how are sunspots formed? (Як сонечныя плямы фармуюцца?)
 Journey Beneath a Sunspot

Плямы сонечныя
Катэгорыя:Магнітная гідрадынаміка
Катэгорыя:Сонца