Sluneční skvrna
sluneční skvrna je oblast na Slunci' s povrch (photosphere) to je poznamenáno nižší teplotou než jeho okolí a intenzivní magnetickou aktivitou. Ačkoli oni jsou mizerně bystří, u teplot hrubě 5000 Kelvin, rozpor s obklopujícím materiálem u některých 6000 listů Kelvina je jasně viditelný jako tmavé skvrny. Interestingly, jestliže oni byli izolováni od obklopení photosphere oni byli by jasnější než elektrický oblouk.
Aktivní oblast 9393 jak viděný MDI nástrojem na SOHO hostil největší sluneční skvrnu skupina pozorovala to doposud během aktuálního slunečního cyklu. Na 30 březnu 2001, oblast sluneční skvrny uvnitř skupiny se klenula nad oblastí více než 13 časů celý povrch Země. To byl zdroj četných zvonových kalhot a koronálních masových vyhození, zahrnovat jeden z největších zvonových kalhot zaznamenaných v 25 rokách na 2 duben 2001. Zapříčiněný intenzivními magnetickými poli vynořovat se z vnitřku, sluneční skvrna vypadá, že je tmavý jen když kontrastoval proti zbytku slunečního povrchu, protože to je mírně chladnička než neoznačené oblasti.
| Tabulka s obsahem |
| 1 historie 2 fyzika 3 aplikace |
Zřejmé odkazy na sluneční skvrny byly vyrobeny prvním tisíciletím inzerát čínští astronomové, kdo pravděpodobně mohl vidět největší bodové skupiny když sluneční svit byl filtrován větrem-nesený prach z různých centrálních Asijských pouští.
Oni byli nejprve pozorováni telescopically Frisian astronomy Johannes a David Fabricius v 1611; jejich objev byl přehlédnut nicméně, a tam brzy vyvstával spor mezi Christophem Scheiner a Galileo Galilei přes koho nejprve viděly sluneční skvrny -- oba objevili je nezávisle na každém jiný uvnitř nemnoho měsíců Fabriciuses. Výzkum sluneční skvrny zůstal spící po tomto přímo k Mumlat minimální, během kterého žádné sluneční skvrny byly viditelné po některá dlouhá léta, ale po pokračování sluneční činnosti, Heinrich Schwabe v 1843 ohlásil periodickou změnu v množství slunečních skvrn.
Extrémně silná světlice byla vydávána k zemi na 1 září 1859. To přerušilo telegrafní dopravu a způsobilo viditelný úsvit Borealis jako daleký jih jako Havana, Hawaii, a Řím s podobnou aktivitou v jižní polokouli.
Možná silná světlice pozorovala to přes satelit vybavení pustilo se do 4 listopad 2003 v 19:29 UTC, a naplnil nástroje na 11 minut. Oblast 486 byl odhadován k produkovali rentgenový proud X28. Holographic a vizuální pozorování signalizují významná aktivita pokračovala na daleké straně slunce.
Ačkoli detaily generace sluneční skvrny jsou ještě poněkud věc výzkumu, to je docela jasné, že sluneční skvrny jsou viditelné protějšky magnetických indukčních trubic v convective zóně slunce to dostat “naštvaný” rotací diferencovanosti. Jestliže důraz na indukčních trubicích dosáhne jisté meze, oni se stočí docela jako gumový kroužek a díra povrch slunce. U díry konvekce bodů je potlačená, tok energie od vnitřku slunce se sníží, a s tím povrchová teplota. Wilson účinek řekne nám že sluneční skvrny jsou vlastně deprese na slunečním povrchu.
Tento model je podporován pozorováními používat Zeeman účinek to ukázat, že typické sluneční skvrny vejdou do párů s protější magnetickou polaritou. Od cyklu k cyklu, polarit vedení a vlečení (s ohledem na sluneční rotaci) sluneční skvrny se změní ze severu/jihu k jihu/severu a zpět. Sluneční skvrny obvykle se objeví ve skupinách.
Sluneční skvrna sám může být rozdělen do dvou částí:
Magnetické pole linky by běžně odrazily každého jiný, přimět sluneční skvrny, aby se rozptýlil rychle, ale celý život sluneční skvrny je asi dva týdny. Nedávná pozorování od Solar a Heliospheric observatoř (SOHO) používání cestování zvukových vln přes slunce má photosphere vyvinout detailní představu o vnitřní struktuře pod slunečními skvrnami ukázat, že tam je silný downdraft pod každou sluneční skvrnou, se tvořit točit vír to koncentruje linky magnetického pole. Sluneční skvrny jsou self-udržovat bouře, podobný v některých cestách k pozemský hurikány.Tam je pravidelná sluneční činnost, která začne ve vyšších šířích a pohybech k rovníku. Cykly sluneční činnosti o každý deset roků (7.5 - 11). Toto je nazýváno Spoerer právem. Bod nejvyšší sluneční činnosti během tomto cyklu je známý jako maximum Solara (Solar Max v krátkosti), a bod nejnižší aktivity je minimum Solara (Solar Min).
Dnes to je znáno že tam jsou různá období v indexu sluneční skvrny, nejprominentnější který je u asi 11 roků v zlý. Toto období je také pozorováno ve většině jiných výrazech sluneční aktivity a je hluboce spojen ke změně ve slunečním magnetickém poli, které vymění polaritu s tímto obdobím také.
Sluneční skvrny jsou relativně snadno pozorované -- malý dalekohled s projekčním zařízením stačí. Poznámka: nikdy se dívat přímo do slunce; to může způsobit trvalé, nevýlečitelné poškození sítnice dříve, než vy víte, že něco stane se.
Náležitý k jejich spojení na jiné druhy sluneční aktivity, oni mohou být používáni předpovídat počasí prostoru a s tím stav ionosphere. Tak oni mohou pomoci předpovídat stavy krátkovlnné propagace nebo satelitní komunikace.