Plama słoneczna
Z Wikipedii
Plama słoneczna jest widocznym ciemniejszym obszarem na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo swej jasności (temperatura ok. 4000 - 5000 kelwinów) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że regiony te są wyraźnie widoczne jako ciemne miejsca. Jednak gdyby zostały one odizolowane od otaczającej fotosfery byłyby jaśniejsze niż łuk elektryczny.
Liczba plam słonecznych była mierzona od roku 1700, a oszacowano ją dla okresu od roku 1500. W latach 1900-1960 obserwowano tendencję rosnącą, później malejącą.
Liczba plam słonecznych jest powiązana z natężeniem słonecznego promieniowania. Ponieważ plamy są ciemne, naturalnym jest przypuszczenie, że więcej plam słonecznych oznacza mniejsze promieniowanie Słońca. Jednakże otaczające obszary są jaśniejsze i całkowity efekt jest taki, że więcej plam oznacza jaśniejsze Słońce. Wahania są małe (ok.0.1%). W czasie Minimum Maundera nie było w ogóle żadnych plam i Ziemia mogła się ochłodzić o ponad 1°C (zobacz Małą Epokę Lodowcową).
Obszar aktywny 9393 obserwowany przez instrument MDI/SOHO należał do największej obserwowanej w bieżącym 23 cyklu słonecznym grupy plam. 30 marca 2001 obszar zajął powierzchnię ponad 13 razy większą niż powierzchnia Ziemi. Obszar ten był źródłem licznych rozbłysków i wyrzutów masy obserwowanych w koronie, włączając jeden z największych rozbłysków zarejestrowanych w ciągu 25 lat - 2 kwietnia 2001.
[edytuj] Historia
Odniesienia do plam słonecznych zostały zrobione w pierwszym tysiącleciu naszej ery przez chińskich astronomów, którzy prawdopodobnie mogli widzieć najobszerniejsze grupy plam gdy blask Słońca filtrowany był przez pył z różnych pustyń centralnej Azji.
Po raz pierwszy przez teleskop, obserwowane były w końcu roku 1610 przez fryzyjskich astronomów Johannesa i Davida Fabriciusów, którzy opublikowali opis w czerwcu 1611. W późniejszym czasie Galileusz pokazywał plamy słoneczne astronomom w Rzymie, a Christoph Scheiner obserwował prawdopodobnie plamy przez dwa lub trzy miesiące. Wynikający z tego spór o pierwszeństwo między Galileuszem a Scheinerem, z których żaden nie wiedział o pracy Fabriciusów, był stąd tak bezcelowy jak gorzki.
Plamy słoneczne miały pewne znaczenie w dyskusji nad naturą Układu Słonecznego. Pokazały, że Słońce rotuje, ich pojawianie się i znikanie ukazało, że Słońce się zmienia - przeciwnie do nauczania Arystotelesa. Szczegóły ich widocznego ruchu mogły być bez trudu wytłumaczone tylko w systemie heliocentycznym Kopernika.
Nie badano plam słonecznych przez większą część siedemnastego i początek osiemnastego wieku, z powodu Minimum Maundera, w czasie którego żadne plamy nie były widoczne przez lata, ale po wznowieniu aktywności plam Heinrich Schwabe odnotował w 1843 okresową zmianę w ich liczbie.
Niezmiernie potężny rozbłysk został wyemitowany w stronę Ziemi 1 września 1859. Przerwało to pracę telegrafów i spowodowało zorzę polarną widoczną daleko na południu, aż na Hawajach, w Hawanie i Rzymie, z podobnym działaniem na półkuli południowej.
Prawdopodobnie potężny rozbłysk zaobserwowany przez aparaturę satelity rozpoczęty się 4 listopada 2003 o 19:29 UTC przesterował instrumenty blokując je na 11 minut. Oceniono że obszar aktywny 486 był źródłem rozbłysku słonecznego klasy X28. Holograficzne i wizualne obserwacje wskazują dalszą znaczącą aktywność na oddalonej stronie Słońca.
[edytuj] Fizyka
Chociaż szczegóły powstawania plam słonecznych nie są znane i są ciągle przedmiotem badań, są one widocznymi odpowiednikami wiązki silnych pól magnetycznych w strefie konwekcji, które to wydostają się do góry dzięki rotacji różnicowej Słońca. Gdy nacisk na wiązki magnetyczne osiąga pewną granicę, zwijają się one jak gumka i przebijają powierzchnię Słońca. W punktach przebicia konwekcja jest zahamowana, a tym samym i strumień energii z wnętrza, a co powoduje obniżenie temperatury powierzchni. Według efektu Wilsona plamy słoneczne są obszarami depresyjnymi na powierzchni Słońca.
Istnienie silnego pola magnetycznego w obszarze plam słonecznych określa się badając rozszczepienie linii spektralnych (efekt Zeemana). Plamy słoneczne pojawiają się parami, z przeciwstawną biegunowością magnetyczną składników. Nawet jeśli plama jest samotna towarzyszy jej obszar pola magnetycznego o przeciwnej biegunowości. Od cyklu do cyklu biegunowość plam słonecznych przedniej i tylnej zmienia się z układu północ/południe na południe/północ i z powrotem. Plamy zwykle pojawiają się w grupach.
Samą plamę słoneczną można podzielić na dwie części:
- cień (temperatura ok. 3700 K i widmo typu K3-K5)
- półcień (temperatura niewiele mniejsza niż w spokojnej fotosferze)
Linie pola magnetycznego zwyczajnie odpychałyby się od siebie powodując szybkie rozproszenie się plamy słonecznej, ale silnie rozgrzna plazma Słońca jest bardzo dobrym przewodnikiem prądu elektrycznego i dlatego zachodzi zjawisko wmrożenia pola w plazmę, które sprawia, że linie pola magnetycznego poruszają się wraz z ośrodkiem w którym się znajdują, dlatego plama trwa nawet do kilku tygodni.
Nowe metody badawcze umożliwiają wykrywanie fal mechaniczych (dźwiękowych) rozchodzących się w fotosferze Słońca. Obserwacje z SOHO pozwalają na podstawie wykrytych fal określenie ruchu materii pod powierzchnią Słońca, pokazują one, że pod każdą plamą znajduje się potężny prąd zstępujący tworzący obracający się wir, do wiru tego napływa z boków plazma, a wraz z nią pole magnetyczne. Plamy słoneczne są samo utrwalającymi się burzami, podobnymi w pewnej mierze do ziemskich huraganów.
Aktywność plam słonecznych wykazuje 11-letnią cykliczność. Okres największej aktywności w czasie tego cyklu nosi nazwę Słonecznego Maksimum, a okres najniższej aktywności to Słoneczne Minimum. Na początku cyklu plamy pojawiają się w większych szerokościach heliograficznych, a później, w miarę zbliżania się maksimum cyklu przemieszczają się w kierunku równika. Nazywa się to prawem Spoerera.
Statystyka występowania plam słonecznych oprócz głównego 11 latniego cyklu wyróżnia cylke 22 letnie (co drugi jest trochę słabszy) rozpoznano też cykle znacznie dłuższe. Taką okresowość obserwuje się także w większości innych przejawów aktywności słonecznej i jest ona głęboko powiązana ze zmianami w słonecznym polu magnetycznym, które zmienia polarność z takim właśnie okresem.
