Plamy na Słońcu

Jako pierwsi, plamy na Słońcu zaobserwowali Chińczycy. Mogło to mieć miejsce już w 28r. p.n.e., bądź wcześniej. Świat zachodni dostrzegł "piegi" na słonecznej tarczy, dopiero w XVII w., kiedy to został wynaleziony teleskop. Galileusz jako pierwszy zaobserwował plamy. Mniej więcej w tym samym czasie, dostrzegł je również niemiecki jezuita Christoph Scheiner (1575-1650) lecz z obawy przed konsekwencjami odkrycia orzekł, że są to niewielkie planety krążące wokół Słońca. Krok naprzód posunęły się obserwacje Słońca, kiedy na nie skierował swój teleskop William Herschel. On również zauważył plamy, co więcej uwadze jego nie uszedł fakt, że przesuwają się w poprzek tarczy Słońca. Z powyższych obserwacji wysunął przypuszczenie, że pod gorącą atmosferą kryje się chłodna, stała powierzchnia. Dopiero jednak obserwacje poczynione przez Heinricha Schwalbe, posunęły wiedzę na temat plam słonecznych naprzód. W roku 1843, ogłosił on, że ilość plam zmienia się w 11 letnim cyklu. Oznacza to, że średnio, co 11 lat, plamy na Słońcu występują szczególnie obficie. Z biegiem cyklu plamy pojawiają się na różnych szerokościach słonecznych. Pierwsze plamy w nowym cyklu widać w okolicach dość odległych od równika (40° szerokości północnej i południowej). W okresie maksymalnej aktywności leżą w pasie 15° od równika, a pod koniec cyklu jeszcze bliżej. Astronom Richard Carrington, zauważył, że plamy położone w rejonie równika przemieszczają się szybciej niż te, znajdujące się w pobliżu biegunów. Wiek XX i idące z nim odkrycia, pogłębiły wiedzę na temat głównej gwiazdy naszego układu. Obecnie wiemy, ze plamy występują w miejscach wpływu silniejszych pól magnetycznych. Temperatura plam słonecznych jest niższa od temperatury otaczającej fotosfery o około 1000°C i wynosi 4700°C. Są to, więc obszary chłodniejsze (pole magnetyczne utrudnia dopływ ciepła z wnętrza)i dlatego widzimy je jako ciemne na tle gorętszej atmosfery. Plamy żyją od kilku do kilkunastu miesięcy. Składają się z ciemniejszego jądra (cień plamy)otoczonego półcieniem o włóknistej strukturze. Mogą osiągać średnice nawet do 100 tysięcy kilometrów. Plamy słoneczne występują zazwyczaj parami (plama przednia i tylna) i mają przeciwne biegunowości magnetyczne. Na początku cyklu słonecznego, kiedy plam jest niewiele, tarczę słoneczną przecina niewielka liczba linii pola magnetycznego. Z czasem, w wyniku rotacji różnicowej, dochodzi do poplątania i zniekształcenia linii. W miejscach przecięcia linii sił pola magnetycznego z powierzchnią Słońca powstają plamy słoneczne. Co jedenaście lat proces się powtarza. Linie sił pola magnetycznego są niczym ogromny stelaż dla protuberancji, dzięki czemu strugi gazu powracają ku powierzchni Słońca.
FOTO: NASA