|
[[File:Слънцето172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.PNGjpg|thumb|240px|Слънчеви петна с размер около 20 000 км - компютърнаснимка във видимия рисункаспектър]]
'''Слънчевото петно''' представлява част от повърхността на [[Слънцето]], чиято температура е значително по-ниска от тази на околните области.
'''Слънчевите петна''' са части от повърхността на [[Слънце]]то с [[температура]], по-ниска от тази на околните области. Това се дължи на силната [[магнетизъм|магнитна]] активност, която затруднява [[конвекция]]та. Температурата на слънчевите петна е около 4000–4500 [[Келвин|K]] и, въпреки че са много ярки, на фона на съседните области с температура около 5700 K те приличат на тъмни петна.
Разликата е причина "по-хладната" област да изглежда тъмна на фона на обкръжаващата я [[фотосфера]]. Според настоящите научни представи, възпрепятстването на нормалните [[Конвекция|конвективни]] процеси (преносът на топлина) е причинено от интензивни [[Магнитно поле|магнитни]] [[Флуктуация|флуктуации]].
== Свързани проявления ==
''' пораПора''' - разширение на междугранулното пространство , до 1000 км , инаблюдаващо се наблюдава като тъмна безструктурна точка,област. съществуващаПериод самона съществуване - няколко часа. Някои пори обаче се развиват в▼
'''Петно''' - сектор от слънчевата повърхност, с температура в границите на 3000 - 4500 К ([[Келвин|келвина]]), спрямо 5780 K за [[Фотосфера|фотосферата]] като цяло. Петното има структура, съставена от два елемента - ''сянка'' (централна част) и ''полусянка'' (периферия). Средният размер (като аритметична стойност) на слънчевите петна е от порядъка на 10 000 км. В действителност, те силно варират по отношение на своята форма и големина. Обичайно е възникването им на групи. Слънчевите петна са временно явление - те се раждат и изчезват в рамките на няколко дни (минимум), до няколко месеца (максимум).
Слънчевите петна са различни по форма, големина, структура. Според общоприетата класификация на слънчевите петна те са:
▲'''пора''' - разширение на междугранулното пространство до 1000 км и се наблюдава като тъмна безструктурна точка, съществуваща само няколко часа. Някои пори обаче се развиват в
'''петна''' със средни сразмери от около 10 000 км и със структура от сянка и полусянка. Размерите на най-големите слънчеви петна могат да са наистина внушителни - до 150 000 км.
Ако средно магнитното поле на Слънцето е само 1 Гаус, то в магнитните смущения - петната, то може да достигне до 1 500-2 000 Гауса.
[[Картинка:Sunspot-2004.jpeg|мини|ляво|200|Група от слънчеви петна върху повърхността на Слънцето (2004)]]
'''Групи петна''' - петната рядко се наблюдават поединично. Обикновено те са на групи, като групата петна може да съществува от няколко дена до примерно 6 месеца. Динамиката вътре в групата е доста добре изявена и конфигурацията, формата, размерите, броя на петната в групата всеки ден са различни.
Освен вътрешната за групата петна динамика, всеки ден те видимо се преместват като цяло по слънчевия диск. Галилей, който първи е наблюдавал с телескопите си слънчевите петна, определил по тяхното цялостно преместване периода на околоосно въртене на [[Слънцето]] - около месец. Слънцето обаче се върти диференцирано - с различна скорост на различните ширини - най-бавно при слънчевите полюси - 32 дена и най-бързо при екватора - 25 дена. Счита се, че поради усукването на магнитните силови линии при такова диференциално въртене възникват цели области на магнитни смущения, в които възникват петната и всички други прояви на слънчевата активност. Всъщност, механизма на тази активност все още е загадка. Затова всекидневното следене на проявите й, примерно чрез слънчевите петна се прави по цял свят както в специализираните центрове за изучаване на Слънцето, така и от множество астрономи-любители.
Животът на едно слънчево петно (или на група слънчеви петна) не е много продължителен - те живеят от няколко дни (минимум)до няколко седмици/месеца (максимум).
<ref>http://physicstime.com/sites/physicstime.com/files/sunspot_sst_900_0.jpg</ref>
С помощта на адаптивни огледала e получена снимка на слънчево петно с безпрецедентни подробности. Снимката е направена от служителите на слънчевата обсерватория Big Bear (BBSO) и професора от технологичния институт в Ню Джърси, Philip Goode , пише Membrana.
Както казва в съобщението си за пресата Goode, учените са заснели петното с помощта на новия слънчев телескопа NST с отвор 1,6 M.
<ref>http://nepoznato.energetika-bg.com/wp-content/plugins/php-image-cache/image.php?path=/wp-content/uploads/2010/08/sun_petno.jpeg</ref>
'''Група петна''' - съвкупност от две или повече петна; при двойките се отчита противоположен (взаимно допълващ се) магнитен поляритет. Вътрешната динамика на този тип формирование е доста добре изявена - променят се конфигурацията, формата, размерите, броят на петната. Групите петна извършват движение и като цяло по слънчевата повърхност.
==Наблюдение==
[[Галилео Галилей]], английският астроном Томас Хариот, [[Фризи|фризийците]] [[Йоханес Фабрициус]] и [[Давид Фабрициус]] - всички те, почти едновременно, и независимо един от друг извършват първите (за европейската наука) наблюдения на слънчеви петна през 1610 г. с помощта на едно ново за тяхното време изобретение - [[Телескоп|телескопът]].
==Причини==
Смята се, че различните типове [[слънчева активност]], включително магнитните усуквания в основата на петната, са в резултат на диференцираното (различното като скорост) въртене на материята по полюсите (един пълен оборот за приблизително 35 дни) и екватора (за около 25 дни) на слънчевата сфера.
== Източници ==
| 