Plamy, rozb造ski i protuberancje S這neczne



Plamy na S這鎍u Plamy na S這鎍u mo瞠my obserwowa ju przez zwyk陰 lornetk lub lunet, oczywi軼ie zabezpieczon specjalnym filtrem do obserwacji S這鎍a. Je瞠li plama s這neczna osi庵nie du篡 rozmiar, to mo瞠 by widoczna nieuzbrojonym okiem i mo積a j obserwowa nawet metod projekcji. Przy kilku dniowym obserwowaniu plam, mo積a stwierdzi ich ruch i zmiany ich po這瞠nia wzgl璠em czasu, co zwi您ane jest z szybkim obrotem S這鎍a wok馧 w豉snej osi. Przy du篡m powi瘯szeniu plamy mo積a zobaczy jej interesuj帷e szczeg馧y (cie, p馧cie, w堯kna, pr康y, struktur wirow). Plamy s這neczne s wynikiem stykania si pr康闚 cyrkulacyjnych poruszaj帷ych si w r騜nych kierunkach. Gdy zderz si, co najmniej dwa pr康y cyrkulacyjne poruszaj帷e si po powierzchni S這鎍a, powstaje zawirowanie, w kt鏎ym zgodnie z prawami fizyki indukuje si pole magnetyczne, powstaj w tym miejscu zaburzenia magnetyczne. W zale積o軼i od kierunku (bieguna), w kt鏎ym wiruje plama, materia s這neczna jest albo zasysana do wewn徠rz wiru, lub wypychana na wewn徠rz, tworzy si w jej centrum lej b康 wypi皻rzenie. Temperatura powierzchni S這鎍a wynosi 5,5 tysi帷a °C. Plamy S這neczne to regiony ch這dniejsze o 1000 - 2000 °C od temperatury powierzchni S這鎍a (fotosfery), co powoduje, 瞠 w por闚naniu z ni s ciemniejsze, przez co je zauwa瘸my. Oczywi軼ie nie ka盥y wir s這neczny jest widoczny jako plama, wp造wa na to zjawisko jeszcze wiele si, m.in. si造 elektrostatyczne, 豉dunki elektryczne i wiele innych jak dot康 zagadkowych oddzia造wa magnetycznych. Plamy s這neczne osi庵aj 鈔ednic nawet 50,000 km, mog by wtedy widoczne go造m okiem w czasie zachodu S這鎍a, gdy nasza gwiazda staje si ciemniejsza, a atmosfera tworzy naturalny filtr na promieniowania s這neczne. Dodatkowym atutem obserwacji S這鎍a podczas jego wschodu b康 zachodu jest o kilka procent powi瘯szona jego tarcza, przez co S這鎍e wydaje si du穎 wi瘯sze. Spowodowane jest to za豉maniem docieraj帷ego do nas 鈍iat豉 s這necznego przez atmosfer. Plamy s這neczne cz瘰to tworz ze sob uk豉dy podw鎩ne wir闚 o przeciwnych biegunach, jedna jest wtedy lejem (depresj na oceanie s這necznym) a druga wypi皻rzeniem.



Protuberancje na powierzchni S這鎍a Zdarza si, 瞠 plama wiruje dostatecznie szybko, 瞠 jej pole magnetyczne koncentruj帷 si w osi wiru powoduje wystrzelenie zjonizowanej elektrostatycznie materii s這necznej (plazmy) daleko ponad powierzchni S這鎍a - zjawisko zwane protuberancj s這neczn. Protuberancje powstaj jedynie z plam lub innych zawirowa na oceanie s這necznym, w kt鏎ych kierunek (biegun pola magnetycznego) osiowego obrotu powoduje jej wypi皻rzanie. Powstaj tak瞠 z bezpo鈔edniego zderzenia si pr康闚 cyrkulacyjnych na powierzchni S這鎍a b康 z innych obecnie badanych przez naukowc闚 zak堯ce pola magnetycznego podczas zwi瘯szonej aktywno軼i s這necznej. 砰cie protuberancji trwa od kilku minut do kilku tygodni. Widoczna jest wtedy 鈍iec帷a p皻la - protuberancja wystrzelona pod wp造wem silnego miejscowego pola magnetycznego osi庵a wysoko嗆 od kilku do kilkuset tysi璚y kilometr闚. Podczas wyrzutu protuberancji ci篹sze jej sk豉dniki (plazma) pod wp造wem silnej grawitacji gwiazdy opadaj z powrotem do oceanu s這necznego, za l瞠jsze sk豉dniki (cz御tki, zwi您ki chemiczne, gazy) maj帷e temperatur od 8000°C do 20000°C oddalaj帷 si na znaczn odleg這嗆 od S這鎍a tworz wspania貫 j瞛yki (p皻le) 鈍ietlne. Protuberancje s najlepiej widoczne przy obr帷zkowym za熤ieniu S這鎍a - i obserwowa je mo積a tylko na brzegu tarczy S這鎍a. Do obserwacji protuberancji u篡wa si przyrz康闚 zwanych koronografami. Obserwacji protuberancji na ca貫j tarczy s這necznej dokonuje si za pomoc specjalistycznych urz康ze i filtr闚.



Rozb造ski S這neczne Innym zjawiskiem na oceanie s這necznym s widoczne w鈔鏚 granuli jasne rozb造ski. Tworz si one w podobny spos鏏 jak protuberancje i cz瘰to wybuchaj z wn皻rza plamy s這necznej. Protuberancje s 軼i郵e zwi您ane z rozb造skami, gdy cz瘰to s ich skutkiem. Rozb造sk s這neczny powstaje w miejscach, gdzie wyst瘼uje wzmo穎na aktywno嗆 s這neczna i du瘸 ilo嗆 plam. Rozb造ski powstaj na skutek nieregularno軼i pola magnetycznego, podczas takiego wybuchu uwalniana jest gigantyczna energia, wystrzelona jest z pr璠ko軼i kilkuset kilometr闚 na sekund w przestrze Uk豉du S這necznego materia gwiazdowa (na豉dowane elektrostatycznie cz御tki), kt鏎a po dotarciu do naszej planety oddzia逝je na nasz atmosfer (tworz帷 m.in. zorze). Innymi gro幡ymi skutkami rozb造sk闚 s這necznych s silne szkodliwe wysokie promieniowania ultrafioletowe i rentgenowskie, a tak瞠 szkodliwie oddzia造wuj帷e na urz康zenia elektryczne (w kosmosie - sztuczne satelity, jak i na Ziemi) pole elektromagnetyczne. Rozb造sk s這neczny trwa od kilku minut do kilku godzin.



Z po鈔鏚 tych trzech zjawisk, naj豉twiejszym do zaobserwowania s plamy s這neczne, pozosta貫 zjawiska musz by, obserwowane przez specjalistyczne urz康zenia i filtry. Wszystkie te zjawiska s skutkiem wzmo穎nej aktywno軼i S這鎍a. Obserwacje protuberancji, plam i rozb造sk闚 potwierdzaj istnienie 11 letniego cyklu aktywno軼i s這necznej, w kt鏎ym mo瞠my zaobserwowa zmniejszaj帷 i zwi瘯szaj帷 si liczb plam na S這鎍u w pobli簑 minimum i maksimum jego aktywno軼i. Aktywno嗆 s這neczna przejawia si w widocznej (zewn皻rznej) cz窷ci S這鎍a (na oceanie s這necznym) w fotosferze w postaci wy瞠j wymienionych zjawisk.



UWAGA: Obserwowanie S這鎍a go造m okiem, bez odpowiednich filtr闚 do tego przeznaczonych grozi trwa造m uszkodzeniem lub utrat wzroku.
Podczas obserwacji zjawisk zwi您anych ze S這鎍em nale篡 zachowa szczeg鏊n ostro積o嗆.
Pami皻aj : Kilka sekund nieuwagi to utrata wzroku na ca貫 篡cie.