Солнечные пятна - темные образования на диске Солнца. 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. 31.1). Для типичного пятна площадью площади видимой полусферы Солнца диаметр тени 17500 км, полутени 37000 км, отношение потока излучения к потоку фотосферы Fтень /Fфот=0,2 и Fполутень /Fфотполутень=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. 31.1. 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, 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. Из закона потемнения выводится только зависимость темп-ры от оптич. глубины. 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 4000 К и с магн. полем 3000 Э. Горячие вкрапления занимают 5-10% площади тени пятна, и в них 5400 К, а 2000 Э. Самые темные участки больших пятен характеризуются значениями 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. 300 км. Модель пятна - распределение в нем темп-ры и газового давления - представлена на рис. 31.2.
Рис. 31.2. Модель пятна. Проведены линии равного давления pg в фотосферы и пятне. Указано распределение температур в зависимости от глубины h.
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 300 км с большим по сравнению с обычной фотосферной грануляцей временем жизни ( 30 мин). Примерно такие же величины (толщина 300 км, время жизни 0,5-1 ч) характерны для светлых волокон полутени, вытягивающихся от тени пятна к периферии.
Рис. 31.3. 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. 31.3); 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 К, по-видимому, свидетельствуют о том, что из пятен выходит повышенный поток магнитогидродинамич. волн 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.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Солнечные пятна» з дисципліни «Астрофізика»
