Солнечная активность

Солнечные пятна представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца. Температура их на 1500—2000° ниже температуры окружающей среды. Поэтому по контрасту они кажутся нам темными. Пятна имеют тарелкообразную форму с «дном» на глубине 700—1000 км.
В начале нынешнего столетия было обнаружено, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана, такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях. Таким образом в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечных пятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500 Гс, а в большинстве случаев составляет 2000—3000 Гс Иногда она достигает даже 5000 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысяч километров.Солнечные пятна имеют довольно сложное строение. Самая темная внутреняя их часть называется тенью или ядром. Она в большинстве случаев окружена более светлой волокнистой структурой, которая называется полутенью. Наличие полутени служит признаком устойчивости пятна, как бы большей его «живучести». Нередко встречаются и солнечные пятка без полутени. Обычно они существуют немногим более одних суток и в течение часов остаются неизменными. Размеры их колеблются от 1000 до 3500 км. Такие пятка называют порами. Рассмотрим основные особенности правильных пятен, т. е. пятен без заметных отклонений от круглой формы.