Впервые пятна на Солнце в телескоп наблюдал Галилей в 1610 году. Но и до него астрономы уже наблюдали невооруженным глазом наиболее крупные группы пятен. Так, в Никоновской летописи в 1365 и 1371 годах наблюдались «бысть знамение в Солнце, места черны по Солнцу аки гвозди…»
Пятна на Солнце – очевидный признак его активности. Это более холодные области фотосферы. Температура пятен около 3500 К, поэтому на ярком фоне фотосферы (с температурой около 6000 К) они кажутся темнее. Образование пятен связано с магнитным полем Солнца. Небольшие пятна имеют в поперечнике несколько тысяч километров. Размеры крупных пятен достигают 100 000 км; такие пятна существуют около месяца.
1
Рисунок 5.3.2.1.
Солнечные пятна имеют внутреннюю структуру: более темную центральную часть – ядро – и окружающую ее полутень . Солнечные пятна часто образуют группы, которые могут занимать значительную площадь на солнечном диске. Так, 18 сентября 2000 года была зарегистрирована группа пятен, общая площадь которой равнялась 6,5 миллиардам км 2 . На этой территории поверхность земного шара поместится целых 13 раз.
Установлено, что пятна – места выхода в атмосферу сильных магнитных полей. Поля уменьшают поток энергии, исходящий из ядра, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна обычно возникают группами.
3
Рисунок 5.3.2.3.
Пятна на Солнце часто бывают окружены светлыми зонами, называемыми факелами . Они горячее атмосферы примерно на 2000 К и имеют ячеистую структуру (величина каждой ячейки – около 30 тысяч километров). Часто встречаются факельные поля, внутри которых пятен нет.
Факелы образуются в результате конвекции из глубоких слоев Солнца. Они существуют недели и месяцы. В некоторых факельных полях между гранулами появляется черная точка, она начинает быстро расти и на следующий день превращается в пятно с резкой границей. Через 3–4 дня вокруг пятна образуется полутень. К десятому дню площадь пятна достигает максимума, после этого оно начинает уменьшаться и, наконец, исчезает. В группе пятен сначала исчезают самые мелкие пятна.
Недалеко от пятен протягиваются темные нити длиной вплоть до сотен тысяч километров. Они представляют собой зоны нулевого магнитного поля и отделяют регионы с противоположной полярностью.
4
Рисунок 5.3.2.4.
Солнечные пятна можно увидеть с помощью небольшого телескопа, приспособив его для получения проекция изображения Солнца. Телескоп направляется на Солнце, после чего, например, на листе бумаги, расположенном на расстоянии 10–20 см от окуляра, можно увидеть четкое изображение солнечного диска. Остерегайтесь смотреть непосредственно в окуляр!
После семнадцатилетних наблюдений Генрих Швабе установил, что количество пятен на Солнце с течением времени меняется. В годы минимума пятен на поверхности Солнца может не быть совсем, в годы максимума их число измеряется десятками. Максимумы и минимумы чередуются в среднем каждые 11 лет (от 7 до 17 лет), последний максимум солнечной активности был в 2000 году. В начале 2005 года уровень активности Солнца возрос в два раза по сравнению с предыдущим годом. Это говорит о повышенной активности Солнца (вне одиннадцатилетнего цикла).
Основной характеристикой солнечной активности является число Вольфа, равное сумме общего количества пятен и удесятеренного количества групп пятен (одиночное пятно также считается группой) :
Возможно, существуют и более длительные циклы солнечной активности .
В период минимума солнечной активности пятна появляются в средних широтах, в периоды максимума – около экватора. Около полюсов пятна практически не наблюдаются. В начале одиннадцатилетнего цикла солнечной активности большая часть пятен расположена на широтах от 20° до 30° ( закон Шперера ). Если зависимость широты пятен от времени изобразить на диаграмме, то зоны активности образуют на ней «бабочку Маундера».
В начале ХХ века Д. Хейл обнаружил, что магнитные полярности первых, ведущих, пятен и хвостовых пятен в северном и южном полушариях Солнца противоположны и меняются полюсами в каждом новом цикле. Поэтому полный цикл солнечной активности происходит в течение 22 лет.
Цикл активности солнечных пятен имеет прямое отношение к земному климату. У некоторых деревьев толщина колец имеет одиннадцатилетний цикл. В конце XVII – начале XVIII века, когда пятен практически не было, в Европе стояла очень холодная погода.
В начале XX века Александр Чижевский после многолетних статистических исследований доказал зависимость количества событий в общественной жизни на Земле от активности Солнца. Выяснилось, что в годы максимумов солнечной активности на Земле увеличивается количество революций и войн, усиливается политическая активность населения. Максимумы солнечной активности также провоцируют развитие многих болезней: в частности, усиливается вероятность эпидемий. Результаты своей работы он обобщил в книге «Физические факторы исторического процесса».
Источник
Солнечные пятна: каковы причины их появления и чем они угрожают Земле
Как происходят магнитные бури и вспышки на Солнце, почему солнечные пятна темнее поверхности Солнца, как они возникают и чем опасно их образование для жителей Земли.
Самое древнее упоминание о солнечных пятнах сделано ещё во времена Древней Греции, учеником Аристотеля – Теофрастом из Афин. Так уж получилось, что именно ученику, довелось основательно пошатнуть теорию учителя – ведь Аристотель (и Птолемей), считали звезды за совершенные и неизменяемые сферы. Однако, как сказал поэт (Михаил Херасков) “И в Солнце, и в Луне есть темные места!”.
Упоминают о пятнах на солнце есть и во “Всемирной хронологии” Иоанна Вустерского (Англия), и в наших, русских никоновских летописях, а по словам китайских историков – в Китае солнечные пятна заметили и описали ещё до древних греков. Однако началом “научного” осмысления пятен на Солнце все же принято считать 1610 год, когда (с появлением телескопа и первых наблюдений Галилео Галилея) появилась возможность инструментально их зафиксировать.
Систематические наблюдения за пятнами на Солнце начали вести примерно с 1750 г., и, хотя природа их появления оставалась не ясной вплоть до 20-го века, выявить некоторые закономерности и сходные черты этого явления, астрономам удалось довольно быстро.
Галилео Галилей наблюдает в свой телескоп космические объекты. Судя по звездному небу на картинке, вряд ли он занят наблюдениями за пятнами на Солнце!
Солнечные циклы и солнечные пятна
Уже с начала XVIII в. было известно, что интенсивность пятен и время их появления находятся в рамках периода, равного примерно 11 земным годам. Этот период получил название солнечный цикл. За это время пятна на Солнце появляются, достигают максимальных размеров, а затем понемногу уменьшаются. Солнечный цикл может длиться от 7 до 15 лет, его средняя продолжительность составляет 11,07 года.
В начальной фазе солнечного цикла в течение многих дней или недель на Солнце не наблюдается никаких следов пятен. На заключительном этапе периода на Солнце можно видеть около двух десятков скоплений пятен, не говоря об единичных.
Каждое солнечное пятно существует в среднем в течение нескольких месяцев, но тот факт, что цикл составляет 11 лет, свидетельствует о глубоких и длительных процессах, происходящих в недрах Солнца.
Солнечный цикл, судя по всему, связан с взаимодействием магнитного поля светила с конвективным слоем.
В 1908 г. Иоганн Галле совершил открытие — солнечные пятна имеют мощные магнитные поля. Мощность поля типичного пятна составляет 0,25 теслы. Для сравнения — мощность магнитного поля Земли меньше и составляет 0,0001 теслы.
Замечена интересная регулярность в плане распределения магнитных полей — если группа солнечных пятен образуется в Северном полушарии, значит, в предыдущем цикле пятна дислоцировались в Южном полушарии, и так далее. Когда заканчивается один цикл и начинается другой, полярность уравновешивается. Таким образом, полный солнечный цикл, включая и перемещение полярности, длится около 22 лет.
Впрочем, пятна могут появиться одновременно в двух полушариях Солнца симметрично в отношении экватора. Места образования пятен перемещаются на 4,5° — 5° в течение всего цикла.
Солнечные пятна на фоне диска Солнца
Солнечные пятна и солнечные вспышки
Именно солнечные пятна являются областями наибольшей активности на Солнце. В том случае, если пятен появляется много, существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, соединяются с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность.
Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка.
Всплеск излучения от солнечной вспышки, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля (“магнитная буря“), нарушает работу искусственных спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты.
Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в гораздо более низких географических широтах, чем обычно. Ионосфера Земли также сильно подвержена изменению солнечной активности, что проявляется в нарушении распространения коротких радиоволн – в периоды сильной солнечной активности, Солнце “глушит” волны коротких диапазонов и вносит в них весьма ощутимые помехи.
Солнечный ветер постоянно воздействует на магнитосферу Земли, но как правило она успешно «гасит» его «порывы». В случае мощной солнечной бури, магнитное поле нашей планеты едва справляется с потоком солнечной радиации, заметно «сжимаясь» в размерах
Почему солнечные пятна выглядят темными
Солнечные пятна на фоне поверхности Солнца выделяются своим темным цветом. Это связано с тем, что температура солнечных пятен довольно значительно ниже, чем температура фотосферы звезды.
Вокруг самой темной области пятна (ее называют «тень») — находится зона средней светимости — «полутень». Температура солнечного пятна колеблется от 4300° до 4800° К, то есть, примерно на 1000-1500° ниже, чем температура фотосферы.
В полутени температура составляет 5400-5500° К. Для тени характерна светимость, составляющая 32% от фотосферы, для полутени — 80%, поэтому по контрасту с фотосферой они выглядят темными.
Понижение температуры внутри пятен связано с подавлением мощным магнитным полем пятен, конвективных движений вещества внутри Солнца и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях, то есть “остыванием” участка “накрытого” пятном.
На “холодных” звёздах наблюдаются пятна гораздо большей площади, чем на Солнце.
Коллаж – размеры планеты Земля на фоне не самых крупных по размерам солнечных пятен. Как видите, пятна на Солнце имеют действительно гигантский размер.
Появление и время существования солнечных пятен
Пятна на Солнце возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца – узкие “языки” магнитного поля звезды внезапно “разрывают” фотосферу в область короны, и сильное магнитное поле подавляет конвективное движение разогретой плазмы, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей Солнца наружу.
В месте “прорыва” фотосферы образуется затемнение, диаметр которого равен нескольким тысячам километров. Это так называемые «поры». Большая часть пор исчезает через день. Другие, напротив, увеличиваются в размерах и приобретают типичные черты пятен, становится заметной полутень, протяженность может составлять от 7000 до 50 000 км.
Срок существования пятен составляет от 2-х недель до нескольких месяцев, то есть отдельные “устойчивые” группы солнечных пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Интересно, что именно это явление и позволило первым исследователям Солнца, убедительно доказать вращение нашей звезды, а также провести измерения периода обращения Солнца вокруг оси.
Группа устойчивых солнечных пятен на поверхности Солнца. Звезда вращается, и пятна вращаются вместе с ней
Пятна обычно образуются группами, но 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 солнечных пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.
Пятна перемещаются но солнечной поверхности. Дело в том, что Солнце не является твердым телом и его скорость вращения в разны х зонах неодинакова. Например, в зоне экватора период вращения составляет примерно 27 суток, в то время как в полярных частях светила он равен примерно 31 суткам.
В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а по ходу времени, перемещаются к солнечному экватору, в конце цикла достигая уже широт ±5—10°. Эта закономерность носит название закон Шпёрера.
Источник
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. [3]
Содержание
История изучения
Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.
Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского. [4]
Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века: [5]
бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны
бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была
С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, 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. [6]
Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. [4] 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 С. Александер (англ. S. Alexander ) из Принстонского университета провели наблюдения Солнце с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена. [7]
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 поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — 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 поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, 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. [8]
Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депресии».
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 поверхность 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. (1,87·10 10 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). [9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен. [10]
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. «правило Вальдмайера»).
Начало и конец цикла
В прошлом началом 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 пятен. [источник не указан 67 дней]
Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24 солнечный цикл.
Данные о последних солнечных циклах
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
2008-01
2012-12*
87*
Данные последней строки — прогноз
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.
↑ 12Великие моменты в истории солнечной физики (англ.) . Great Moments in the History of Solar Physics. . (недоступная ссылка — история) Проверено 26 февраля 2010.
↑ Д. О. Святский. Астрономия древней Руси
↑Заметки о солнечных пятнах Галилео Галилея (англ.) . Great Galileo’s «Letters on Sunspots». . (недоступная ссылка — история) Проверено 26 февраля 2010.
Смотреть что такое «Солнечные пятна» в других словарях:
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА — образования в фотосфере Солнца, развиваются из пор, могут достигать 200 тыс. км в поперечнике, существуют в среднем 10 20 суток. Температура в солнечных пятнах ниже температуры фотосферы на 1 2 тыс. К (4500 К и ниже), вследствие чего они в 2 5… … Большой Энциклопедический словарь
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА — временные образования на поверхности Солнца, состоящие из относительно темной средней части (ядра) и более светлой серой каймы (полутени). По новейшим теориям С. П. представляют собой гигантские вихри, возникающие в глубинах Солнца и… … Морской словарь
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА — временные образования (около 200 000 км в поперечнике) в фотосфере Солнца, более холодные (на 1 2 тыс. К), чем окружающая их область, вследствие чего они кажутся темнее. Для солнечных пятнен характерны сильные магнитные поля. Продолжительность… … Экологический словарь
Солнечные пятна — тёмные образования, наблюдаемые в фотосфере Солнца. Поперечники С. п. достигают 200 000 км; их температура ниже температуры фотосферы на 1 2 тыс. градусов (4500 К и ниже), вследствие чего они в 2 5 раз темнее фотосферы. Среднее годовое… … Большая советская энциклопедия
солнечные пятна — образования в фотосфере Солнца, развиваются из пор, могут достигать 200 тыс. км в поперечнике, существуют в среднем 10 20 сут. Температура в солнечных пятнах ниже температуры фотосферы на 1 2 тыс. К (4500 К и ниже), вследствие чего они в 2 5 раз… … Энциклопедический словарь
солнечные пятна — Saulės dėmė statusas T sritis ekologija ir aplinkotyra apibrėžtis Saulės fotosferos darinys, tamsesnis už fotosferą. Susideda iš tamsesnės centrinės srities (šešėlio) ir ją supančio šviesesnio pusšešėlio. Temperatūra 1000–2000 K žemesnė už… … Ekologijos terminų aiškinamasis žodynas
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА — образования в фотосфере Солнца, развиваются из пор, могут достигать 200 т. км в поперечнике, существуют в ср. 10 20 сут. Темп pa в С. п. ниже темп ры фотосферы на 1 2 тыс. К (4500 К и ниже), вследствие чего они в 2 5 раз темнее фотосферы. Для С.… … Естествознание. Энциклопедический словарь
Пятна на Солнце — Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом 13 декабря 2006 года. Солнечные пятна тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками… … Википедия
Пятна — Пятно: Содержание 1 Основное значение 1.1 Известные упоминания 2 Другие значения 3 См. также … Википедия
Пятна солнечные — см. Солнце … Энциклопедический словарь Ф.А. Брокгауза и И.А. Ефрона
1
3
4
Солнце