Солнечные пятна
Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.
Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.
На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце.
История изучения
Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае. Один из хорошо известных случаев датирован 10 мая 28 года до н. э., который описали астрономы Хань во времена правления императора Чэн-ди
Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского.
Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века:
бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны
— (1365 год)
бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была
— (1371 год)
С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Йоханнесу Фабрициусу, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них.
Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и (англ. S. Alexander) из Принстонского университета провели наблюдения Солнца с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена.
Возникновение
Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.
Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.
Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).
Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.
В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».
Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).
Свойства
Средняя температура фотосферы Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая тёмная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной фотосферой, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная фотосфера. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна тёмные, почти чёрные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.
Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.
Фотосфера Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км глубже, чем верхняя граница окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депрессии».
Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.
Классификация
Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.
Стадии развития
Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на фотосферу Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.
Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.
Размеры групп пятен
Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.
В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.
Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·1010 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен.
Цикличность
Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.
Длительность цикла
Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.
Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «»).
Начало и конец цикла
В прошлом началом солнечного цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности солнечных пятен.[источник не указан 4648 дней]
Нумерация солнечных циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24-й солнечный цикл, а в декабре 2019 - 25-й.
«Вековой цикл»
Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.
| Номер цикла | Год и месяц начала | Год и месяц максимума | Максимальное количество пятен |
|---|---|---|---|
| 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 | 2009-01 | 2012-12* | 87* |
| 25 | 2019-12 | 2024-2025* | 200* |
(*) Данные со звёздочкой — прогноз.
См. также
- Минимум Маундера
- Солнечная вспышка
- Список циклов солнечной активности
Примечания
- Источник. Дата обращения: 1 июня 2008. Архивировано 21 октября 2008 года.
- Состояние Солнца 13 декабря 2006 года. Дата обращения: 6 июля 2020. Архивировано 5 марта 2021 года.
- Гигантское пятно на звезде HD 12545. Дата обращения: 13 декабря 2008. Архивировано 1 февраля 2009 года.
- Xu, Zhenoao. East-Asian Archaeoastronomy: Historical Records of Astronomical Observations of China, Japan and Korea / Zhenoao Xu, W. Pankenier, Yaotiao Jiang. — Amsterdam : Gordon and Beach Science Publishers, 2000. — P. 148, 152. — ISBN 905699302X.
- Великие моменты в истории солнечной физики (англ.). Great Moments in the History of Solar Physics. ???. Дата обращения: 26 февраля 2010. Архивировано из оригинала 11 марта 2005 года.
- Д. О. Святский. Астрономия древней Руси Архивная копия от 12 октября 2011 на Wayback Machine
- Заметки о солнечных пятнах Галилео Галилея (англ.). Great Galileo’s «Letters on Sunspots». ???. Дата обращения: 26 февраля 2010. Архивировано из оригинала 23 ноября 2009 года.
- Henryk Arctowski. О солнечных факелах и изменениях солнечной константы (англ.). — 1940. — Vol. 26, no. 6. — P. 406–411. — doi:10.1073/pnas.26.6.406. Архивировано 3 сентября 2015 года.
- Прист Э. Р. Солнечная магнитогидродинамика. — М.: Мир, 1985. — С. 71—73.
- Royal Observatory, Greenwich — USAF/NOAA Sunspot Data. Дата обращения: 6 июля 2020. Архивировано 16 июля 2020 года.
- Интерактивная база данных по солнечной активности в системе пулковского «Каталога солнечной деятельности». Дата обращения: 15 ноября 2012. Архивировано 8 июля 2011 года.
Литература
- Солнечные пятна и комплексы активности. — М.: Наука, 1985. — 256 с.
- Солнечные пятна / Лившиц М. А. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 634—636. — 783 с. — 70 000 экз.
Ссылки
- Солнечные пятна сегодня
- Объединенная база данных магнитных полей солнечных пятен — включает изображения солнечных пятен периода 1957—1997 годов
- Изображения солнечных пятен обсерватории Локарно-Монти — охватывает период 1981—2011 годов
- Ученые создали компьютерную модель солнечных пятен
Анимации-схемы процесса зарождения солнечных пятен
- how are sunspots formed? (Как солнечные пятна формируются?)
- Journey Beneath a Sunspot
Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер, Информация о Солнечные пятна, Что такое Солнечные пятна? Что означает Солнечные пятна?
So lnechnye pya tna tyomnye oblasti na Solnce temperatura kotoryh ponizhena primerno na 1500 K po sravneniyu s okruzhayushimi uchastkami fotosfery Nablyudayutsya na diske Solnca s pomoshyu opticheskih priborov a v sluchae krupnyh pyaten i nevooruzhyonnym glazom v vide tyomnyh pyaten Solnechnye pyatna yavlyayutsya oblastyami vyhoda v fotosferu silnyh do neskolkih tysyach gauss magnitnyh polej Potemnenie fotosfery v pyatnah obuslovleno podavleniem magnitnym polem konvektivnyh dvizhenij veshestva i kak sledstvie snizheniem potoka perenosa teplovoj energii v etih oblastyah Izobrazhenie solnechnogo pyatna okruzhennogo granulyaciej snimok angl yanvar 2020 Gruppa pyaten na Solnce sfotografirovannaya v vidimom svete Snimok sdelan kosmicheskim apparatom Hinode 13 dekabrya 2006 goda V etoj gruppe v tot den proizoshla vspyshka balla X3 4Dva pyatna na Solnce poyavivshiesya 19 20 fevralya 2013 goda Kolichestvo pyaten na Solnce i svyazannoe s nim chislo Volfa odin iz glavnyh pokazatelej solnechnoj magnitnoj aktivnosti Na bolee holodnyh zvyozdah klassa K i holodnee nablyudayutsya pyatna namnogo bolshej ploshadi chem na Solnce Istoriya izucheniyaPervye soobsheniya o pyatnah na Solnce otnosyatsya k nablyudeniyam 800 goda do n e v Kitae Odin iz horosho izvestnyh sluchaev datirovan 10 maya 28 goda do n e kotoryj opisali astronomy Han vo vremena pravleniya imperatora Chen di Solnechnye pyatna 2022 goda 3004Zarisovki pyaten iz hroniki Ioanna Vusterskogo Vpervye pyatna byli zarisovany v 1128 godu v hronike Ioanna Vusterskogo Pervoe izvestnoe upominanie solnechnyh pyaten v drevnerusskoj literature soderzhitsya v Nikonovskoj letopisi v zapisyah otnosyashihsya ko vtoroj polovine XIV veka byst znamenie na nebesi solnce byst aki krov i po nem mesta cherny 1365 god byst znamenie v solnce mesta cherny po solncu aki gvozdi i mgla velika byla 1371 god S 1610 goda nachinaetsya epoha instrumentalnogo issledovaniya Solnca Izobretenie teleskopa i ego specialnoj raznovidnosti dlya nablyudeniya za Solncem gelioskopa pozvolilo Galileyu Tomasu Herriotu Johannesu Fabriciusu Kristofu Shejneru i drugim uchyonym rassmotret solnechnye pyatna Galilej po vidimomu pervym sredi issledovatelej ponyal chto pyatna yavlyayutsya chastyu solnechnoj struktury v otlichie ot Shejnera poschitavshego ih prohodyashimi pered Solncem planetami Eto predpolozhenie pozvolilo Galileyu otkryt vrashenie Solnca i vychislit ego period Prioritetu otkrytiya pyaten i ih prirode byla posvyashena bolee chem desyatiletnyaya polemika mezhdu Galileem i Shejnerom odnako skoree vsego i pervoe nablyudenie i pervaya publikaciya ne prinadlezhat ni odnomu iz nih Pervye issledovaniya fokusirovalis na prirode pyaten i ih povedenii Nesmotrya na to chto fizicheskaya priroda pyaten ostavalas neyasnoj vplot do XX veka nablyudeniya prodolzhalis K XIX veku uzhe imelsya dostatochno prodolzhitelnyj ryad nablyudenij pyaten chtoby zametit periodicheskie variacii v aktivnosti Solnca V 1845 godu D Genri i angl S Alexander iz Prinstonskogo universiteta proveli nablyudeniya Solnca s pomoshyu specialnogo termometra en thermopile i opredelili chto intensivnost izlucheniya pyaten po sravneniyu s okruzhayushimi oblastyami Solnca ponizhena VozniknovenieVozniknovenie solnechnogo pyatna magnitnye linii pronikayut skvoz fotosferu Solnca Pyatna voznikayut v rezultate vozmushenij otdelnyh uchastkov magnitnogo polya Solnca V nachale etogo processa trubki magnitnogo polya proryvayutsya skvoz fotosferu v oblast korony i silnoe pole podavlyaet konvektivnoe dvizhenie plazmy v granulah prepyatstvuya v etih mestah perenosu energii iz vnutrennih oblastej naruzhu Snachala v etom meste voznikaet fakel chut pozzhe i zapadnee malenkaya tochka nazyvaemaya po ra razmerom neskolko tysyach kilometrov V techenie neskolkih chasov velichina magnitnoj indukcii rastet pri nachalnyh znacheniyah 0 1 tesla razmer i kolichestvo por uvelichivaetsya Oni slivayutsya drug s drugom i formiruyut odno ili neskolko pyaten V period naibolshej aktivnosti pyaten velichina magnitnoj indukcii mozhet dostigat 0 4 tesla Srok sushestvovaniya pyaten dostigaet neskolkih mesyacev to est otdelnye gruppy pyaten mogut nablyudatsya v techenie neskolkih oborotov Solnca Imenno etot fakt dvizhenie nablyudaemyh pyaten po solnechnomu disku posluzhil osnovoj dlya dokazatelstva vrasheniya Solnca i pozvolil provesti pervye izmereniya perioda obrasheniya Solnca vokrug svoej osi Pyatna obychno obrazuyutsya gruppami odnako inogda voznikaet odinochnoe pyatno zhivushee vsego neskolko dnej ili bipolyarnaya gruppa dva pyatna raznoj magnitnoj polyarnosti soedinyonnye liniyami magnitnogo polya Zapadnoe pyatno v takoj bipolyarnoj gruppe nazyvaetsya vedushim golovnym ili P pyatnom ot angl preceding vostochnoe vedomym hvostovym ili F pyatnom ot angl following Tolko polovina pyaten zhivyot bolshe dvuh dnej i vsego desyataya chast bolee 11 dnej V nachale 11 letnego cikla solnechnoj aktivnosti pyatna na Solnce poyavlyayutsya na vysokih geliograficheskih shirotah poryadka 25 30 a s hodom cikla pyatna migriruyut k solnechnomu ekvatoru v konce cikla dostigaya shirot 5 10 Eta zakonomernost nosit nazvanie zakon Shpyorera Gruppy pyaten orientiruyutsya priblizitelno parallelno solnechnomu ekvatoru odnako otmechaetsya nekotoryj naklon osi gruppy otnositelno ekvatora kotoryj imeet tendenciyu k uvelicheniyu dlya grupp raspolozhennyh dalshe ot ekvatora t n zakon Dzhoya SvojstvaSrednyaya temperatura fotosfery Solnca okolo 6000 K effektivnaya temperatura 5770 K temperatura izlucheniya 6050 K Centralnaya samaya tyomnaya oblast pyaten imeet temperaturu vsego okolo 4000 K naruzhnye oblasti pyaten granichashie s normalnoj fotosferoj ot 5000 do 5500 K Nesmotrya na to chto temperatura pyaten nizhe ih veshestvo vse ravno izluchaet svet pust i v menshej stepeni chem ostalnaya fotosfera Imenno iz za etoj raznicy temperatur pri nablyudenii i voznikaet oshushenie chto pyatna tyomnye pochti chyornye hotya na samom dele oni tozhe svetyatsya odnako ih svechenie teryaetsya na fone bolee yarkogo solnechnogo diska Centralnaya tyomnaya chast pyatna nosit nazvanie teni Obychno eyo diametr sostavlyaet okolo 0 4 diametra pyatna V teni napryazhyonnost magnitnogo polya i temperatura dovolno odnorodny a intensivnost svecheniya v vidimom svete sostavlyaet 5 15 ot fotosfernoj velichiny Ten okruzhena polutenyu sostoyashej iz svetlyh i tyomnyh radialnyh volokon s intensivnostyu svecheniya ot 60 do 95 ot fotosfernogo Fotosfera Solnca v oblasti gde raspolagaetsya pyatno raspolozhena primerno na 500 700 km glubzhe chem verhnyaya granica okruzhayushej fotosfery Eto yavlenie nosit nazvanie vilsonovskoj depressii Pyatna oblasti naibolshej aktivnosti na Solnce V sluchae esli pyaten mnogo to sushestvuet vysokaya veroyatnost togo chto proizojdet peresoedinenie magnitnyh linij linii prohodyashie vnutri odnoj gruppy pyaten rekombiniruyut s liniyami iz drugoj gruppy pyaten imeyushimi protivopolozhnuyu polyarnost Vidimym rezultatom etogo processa yavlyaetsya solnechnaya vspyshka Vsplesk izlucheniya dostigaya Zemli vyzyvaet silnye vozmusheniya eyo magnitnogo polya narushaet rabotu sputnikov i dazhe okazyvaet vliyanie na raspolozhennye na planete obekty Iz za narushenij magnitnogo polya Zemli uvelichivaetsya veroyatnost vozniknoveniya severnyh siyanij v nizkih geograficheskih shirotah Ionosfera Zemli takzhe podverzhena fluktuaciyam solnechnoj aktivnosti chto proyavlyaetsya v izmenenii rasprostraneniya korotkih radiovoln KlassifikaciyaMnozhestvennye gruppy solnechnyh pyaten horosho razlichimy ten i poluten 16 maya 2000 goda Pyatna klassificiruyut v zavisimosti ot sroka zhizni razmera raspolozheniya Stadii razvitiya Lokalnoe usilenie magnitnogo polya kak bylo skazano vyshe tormozit dvizhenie plazmy v konvekcionnyh yachejkah tem samym zamedlyaya vynos tepla na fotosferu Solnca Ohlazhdenie zatronutyh etim processom granul primerno na 1000 C privodit k ih potemneniyu i formirovaniyu edinichnogo pyatna Nekotorye iz nih ischezayut cherez neskolko dnej Drugie razvivayutsya v bipolyarnye gruppy iz dvuh pyaten magnitnye linii v kotoryh imeyut protivopolozhnuyu polyarnost Iz nih mogut sformirovatsya gruppy iz mnozhestva pyaten kotorye v sluchae dalnejshego uvelicheniya oblasti poluteni obedinyayut do sotni pyaten dostigaya razmerov v sotni tysyach kilometrov Posle etogo proishodit medlennoe v techenie neskolkih nedel ili mesyacev snizhenie aktivnosti pyaten i umenshenie ih razmerov do malenkih dvojnyh ili odinarnyh tochek Samye krupnye gruppy pyaten vsegda imeyut svyazannuyu gruppu v drugom polusharii severnom ili yuzhnom Magnitnye linii v takih sluchayah vyhodyat iz pyaten v odnom polusharii i vhodyat v pyatna v drugom Razmery grupp pyaten Razmery gruppy pyaten prinyato harakterizovat eyo geometricheskoj protyazhyonnostyu a takzhe kolichestvom vhodyashih v neyo pyaten i ih polnoj ploshadyu V gruppe mozhet naschityvatsya ot odnogo do polutora soten i bolee pyaten Ploshadi grupp kotorye udobno izmeryat v millionnyh dolyah ploshadi solnechnoj polusfery m s p variruyutsya ot neskolkih m s p do neskolkih tysyach m s p Maksimalnuyu ploshad za ves period nepreryvnyh nablyudenij grupp pyaten s 1874 po 2012 gody imela gruppa 1488603 po Grinvichskomu katalogu poyavivshayasya na diske Solnca 30 marta 1947 goda v maksimume 18 go 11 letnego cikla solnechnoj aktivnosti K 8 aprelya eyo polnaya ploshad dostigla 6132 m s p 1 87 1010 km chto bolee chem v 36 raz prevyshaet ploshad zemnogo shara Na faze svoego maksimalnogo razvitiya eta gruppa sostoyala iz bolee chem 170 otdelnyh solnechnyh pyaten CiklichnostOsnovnaya statya Solnechnaya ciklichnost Rekonstrukciya solnechnoj aktivnosti za 11000 let Solnechnyj cikl svyazan s chastotoj poyavleniya pyaten ih aktivnostyu i srokom zhizni Odin cikl ohvatyvaet primerno 11 let V periody minimuma aktivnosti pyaten na Solnce ochen malo ili net voobshe v to vremya kak v period maksimuma ih mozhet nablyudatsya neskolko soten V konce kazhdogo cikla polyarnost solnechnogo magnitnogo polya menyaetsya na protivopolozhnuyu poetomu pravilnee govorit o 22 letnem solnechnom cikle Dlitelnost cikla Hotya v srednem cikl solnechnoj aktivnosti dlitsya okolo 11 let byvayut cikly dlinoj ot 9 do 14 let Srednie znacheniya takzhe menyayutsya na protyazhenii stoletij Tak v XX veke srednyaya dlina cikla sostavila 10 2 goda Forma cikla nepostoyanna Shvejcarskij astronom Maks Valdmajer utverzhdal chto perehod ot minimuma k maksimumu solnechnoj aktivnosti proishodit tem bystree chem bolshe maksimalnoe kolichestvo solnechnyh pyaten zaregistrirovannoe v etom cikle t n Nachalo i konec cikla V proshlom nachalom solnechnogo cikla schitalsya moment kogda solnechnaya aktivnost prebyvala v tochke svoego minimuma Blagodarya sovremennym metodam izmerenij stalo vozmozhno opredelyat izmenenie polyarnosti solnechnogo magnitnogo polya poetomu sejchas za nachalo cikla prinimayut moment izmeneniya polyarnosti solnechnyh pyaten istochnik ne ukazan 4648 dnej Numeraciya solnechnyh ciklov byla predlozhena R Volfom Pervyj cikl soglasno etoj numeracii nachalsya v 1749 godu V 2009 godu nachalsya 24 j solnechnyj cikl a v dekabre 2019 25 j Vekovoj cikl Sushestvuet periodichnost izmeneniya maksimalnogo kolichestva solnechnyh pyaten s harakternym periodom okolo 100 let vekovoj cikl Poslednie minimumy etogo cikla prihodilis primerno na 1800 1840 i 1890 1920 gody Est predpolozhenie o sushestvovanii ciklov eshyo bolshej dlitelnosti Dannye o poslednih solnechnyh ciklah Nomer cikla God i mesyac nachala God i mesyac maksimuma Maksimalnoe kolichestvo pyaten18 1944 02 1947 05 20119 1954 04 1957 10 25420 1964 10 1968 03 12521 1976 06 1979 01 16722 1986 09 1989 02 16523 1996 09 2000 03 13924 2009 01 2012 12 87 25 2019 12 2024 2025 200 Dannye so zvyozdochkoj prognoz Sm takzheMinimum Maundera Solnechnaya vspyshka Spisok ciklov solnechnoj aktivnostiPrimechaniyaIstochnik neopr Data obrasheniya 1 iyunya 2008 Arhivirovano 21 oktyabrya 2008 goda Sostoyanie Solnca 13 dekabrya 2006 goda neopr Data obrasheniya 6 iyulya 2020 Arhivirovano 5 marta 2021 goda Gigantskoe pyatno na zvezde HD 12545 neopr Data obrasheniya 13 dekabrya 2008 Arhivirovano 1 fevralya 2009 goda Xu Zhenoao East Asian Archaeoastronomy Historical Records of Astronomical Observations of China Japan and Korea Zhenoao Xu W Pankenier Yaotiao Jiang Amsterdam Gordon and Beach Science Publishers 2000 P 148 152 ISBN 905699302X Velikie momenty v istorii solnechnoj fiziki angl Great Moments in the History of Solar Physics Data obrasheniya 26 fevralya 2010 Arhivirovano iz originala 11 marta 2005 goda D O Svyatskij Astronomiya drevnej Rusi Arhivnaya kopiya ot 12 oktyabrya 2011 na Wayback Machine Zametki o solnechnyh pyatnah Galileo Galileya angl Great Galileo s Letters on Sunspots Data obrasheniya 26 fevralya 2010 Arhivirovano iz originala 23 noyabrya 2009 goda Henryk Arctowski O solnechnyh fakelah i izmeneniyah solnechnoj konstanty angl 1940 Vol 26 no 6 P 406 411 doi 10 1073 pnas 26 6 406 Arhivirovano 3 sentyabrya 2015 goda Prist E R Solnechnaya magnitogidrodinamika M Mir 1985 S 71 73 Royal Observatory Greenwich USAF NOAA Sunspot Data neopr Data obrasheniya 6 iyulya 2020 Arhivirovano 16 iyulya 2020 goda Interaktivnaya baza dannyh po solnechnoj aktivnosti v sisteme pulkovskogo Kataloga solnechnoj deyatelnosti neopr Data obrasheniya 15 noyabrya 2012 Arhivirovano 8 iyulya 2011 goda LiteraturaSolnechnye pyatna i kompleksy aktivnosti M Nauka 1985 256 s Solnechnye pyatna Livshic M A Fizika kosmosa Malenkaya enciklopediya Redkol R A Syunyaev Gl red i dr 2 e izd M Sovetskaya enciklopediya 1986 S 634 636 783 s 70 000 ekz SsylkiMediafajly na Vikisklade Solnechnye pyatna segodnya Obedinennaya baza dannyh magnitnyh polej solnechnyh pyaten vklyuchaet izobrazheniya solnechnyh pyaten perioda 1957 1997 godov Izobrazheniya solnechnyh pyaten observatorii Lokarno Monti ohvatyvaet period 1981 2011 godov Uchenye sozdali kompyuternuyu model solnechnyh pyaten Animacii shemy processa zarozhdeniya solnechnyh pyaten how are sunspots formed Kak solnechnye pyatna formiruyutsya Journey Beneath a Sunspot
