Структура

 

   1. Сянка на петното

   Диаметърът D на сянката е между 10 000 и 20 000 km, или около 0,4 от диаметъра на цялото петно. Нейното магнитно поле е еднородно, почти вертикално в центъра, с интензитет B до около 4000 Gs. Ефективната температура Tеф в сянката е средно 3700 K. Интензитетът на видимата светлина e 5 – 15 % от този на фотосферата в зависимост от дължината на вълната, но не зависи от размера на сянката;

   При ниска разделителна способност изглежда, че сянката има гранулоподобна структура, подобна на фотосферата. При наблюдение с висока разделителна способност вътре в сянката могат да се открият понякога повече от 20 дребномащабни, ярки, безпорядъчно разпределени образования,наречени “ярки точки в сянката”, с диаметър по-малък от 150 – 200 km, нормална фотосферна яркост, дълбочина до 100 km и температура 5700 K. Времето им на живот е средно 1500 s /25 min/, което е 3 – 4 пъти по-малко от времето на живот на ярките зърна на полусянката /засега не е доказана връзката между тези две структури/. Те се движат нагоре със скорост 0,5 km/s.

fig03_sun

Vacuum Tower Telescope, NSO, NOAO

   В сянката се наблюдават колебания с периоди 145 180 s, които представляват вертикални движения със скорост 0.2 km/s и характерен хоризонтален размер на осцилиращите елементи, достигащ 2000 km.

   В светлината на линията K на CaII на хромосферно ниво се виждат избухвания в сянката с продължителност ~ 50 s, които имат тенденция да се повтарят на всеки 145 s. Тези избухвания имат диаметър около 2000 km и индукция на магнитното поле ~ 2000 Gs. Предполага се, че са предизвикани от разпространяващи се нагоре магнитни акустични вълни.

   Съществуват данни за влакнеста структура на сянката.

   2. Полусянка

   Полусянката обкръжава сянката. Тя има средна яркост в бяла светлина между 0.70 и 0.75 от средната яркост на несмутената фотосфера. Състои се от светли и тъмни радиално разположени спрямо центъра на сянката влакънца с дължина 5000 – 7000 km, ширина 300 – 400 km и време на живот на отделните влакънца 30 min – 60 h. При наблюдение с висока разделителна способност се вижда, че светлите влакънца се състоят от ярки зърна, подредени като верижка на тъмния фон.

   При средна разделителна способност и вътрешния и външния край на полусянката изглеждат резки, но при висока разделителна способност се вижда, че те имат изразена форма и отделните влакна се врязват в сянката и във фотосферата. За петна, отдалечени от центъра на слънчевия диск, на вътрешния край на полусянката ярките влакна при средна разделителна способност създават впечатление за ярък пръстен /пръстен на Секи/, оконтуряващ сянката и наблюдаван нерегулярно. Извън външния край на полусянката фотосферните гранули са разположени по-плътно от обичайното, което създава впечатление за широк светъл пръстен, оконтуряващ петното. Яркостта на двата пръстена с няколко процента превишава яркостта на светлия фон /съответно на полусянката и фотосферата/.

   3. Особености

   – добре развитите петна са обкръжени понякога от светъл пръстен около полусянката, яркостта на който е 2 – 3 % по-голяма от тази на фотосферата;

   – по измерване на напречната компонента на магнитното поле се вижда, че от центъра към периферията на слънчевото петно силовите линии се разклоняват и полето придобива ветрилообразна структура;

   – почти целият магнитен поток на слънчевото петно се връща обратно във фотосферата чрез множество малки магнитни възли, които се намират на границата на свръхгранулите;

fig05_sun

This composite picture was constructed from solar images recorded daily by the MDI instrument on board the space-based SOlar and Heliospheric Observatory (SOHO).
Louis Strous (LMSAL), SOHO – MDI Consortium, ESA, NASA ays.

   – изменението на формата на слънчевото петно при преминаването им по диска на Слънцето от източния към западния лимб, вследствие на собственото въртене на Слънцето, е било забелязано още преди повече от 2 века. Източната страна на полусянката е по-тънка от западната, когато петното се намира близо до западния лимб и обратно. Този ефект се нарича ефект на Уилсън, който пръв го описва през 1774 г. и означава, че слънчевото петно представлява подобно на чинийка понижение в слънчевата атмосфера с дълбочина 500 – 700 km спрямо нивото на несмутената фотосфера.

   – През 1960 г. Занднер обърнал внимание, че ефектът на Уилсън има източно-западна асиметрия, т.е. в западната половина на слънчевия диск ефекта на Уилсън е по-слабо изразен от източния. Има различни предположения за това, но най-вероятната причина е наклонът на магнитното поле като цяло на изток.

   4. Групи слънчеви петна.

fig06_sun

Сложна група слънчеви петна – 20.07.2003 г.. Автор: Уилям Трост. (http://www.spaceweather.com/)

   Най-характерната особеност на слънчевите петна е, че те рядко се наблюдават като изолирани явления и предимно се срещат в групи, които не са постоянни обединения на петна, а се раждат, развиват и разпадат. Физическият смисъл на понятието група слънчеви петна се състои в това, че всички нейни членове принадлежат на една и съща система на магнитното поле.

   Групите петна могат да имат размери в широк диапазон. Отделните пори имат видими ъглови размери 2 – 4" , т.е. 1500 3000 km. Най-мощните групи петна, срещащи се предимно в годините около епохата на максимума на 11-годишния цикъл, могат да се простират на 600 000 – 700 000 km.

   Времето на живот на отделните пори се изчислява на няколко часа, а на най-крупните групи петна 5 – 7 слънчеви оборота.
Обикновено групите петна са разположени по дължина и се простират на 30 – 40°, но по ширина размерите им рядко превишават 5 – 7°.

fig10_sun

Sunspot group (National Solar Observatory)

   Западната част на групата се нарича главна или водеща, тъй като Слънцето се върти на запад, а източната – опашна или следваща. В главната и опашната част на групата могат да се отделят главни петна или лидери. Развитието на главната и опашната част може да не става едновременно и да се различава значително.

   По време на своето развитие групата може да мени структурата си от униполярна до биполярна и до мултиполярна и обратно.

   Групата петна заема повече или по-малко елиптична площ, голямата ос на която е малко наклонена спрямо слънчевия екватор, при което хелиографската ширината на главното петно е по-малка от тази на опашното. Ъгълът на наклон нараства с увеличаване на географската ширина и намаля с възрастта на групата . Средно този наклон е около 7.8°.