Слънчевото петно е област с висока магнитна активност на повърхността на Слънцето. Слънчевите петна излъчват ярка светлина, но не толкова много, колкото повърхността около тях, така че в сравнение с нея те изглеждат тъмни. Те са по-хладни от останалата част на Слънцето. Някои от тях са малки, а други са десет пъти по-големи от Земята.

Структура и температура

Типичното слънчево петно има по-тъмна централна част, наречена умбра, и по-светъл периферен пръстен — пенумбра. Температурата в умбровата зона е значително по-ниска от тази на фотосферата: за фотосферата тя е около 5 780 K, докато в умбратa стойностите падат до приблизително 3 000–4 500 K. Поради контраста с околната по-гореща повърхност петната изглеждат тъмни, въпреки че все пак излъчват много енергия.

Как се образуват

Слънчевите петна се формират, когато силни магнитни полета потискат конвективните потоци в плазмата на фотосферата. Магнитните линии запазват плазмата от издигане от по-дълбоки, по-горещи слоеве, което води до по-ниска температура и видим тъмен участък. Интензитетът на полето в петната често достига порядъка на 1 000–4 000 гаус (≈0.1–0.4 T).

Установено е, че цикълът на слънчевите петна продължава единадесет години

Установено е, че цикълът на слънчевите петна продължава единадесет години, като активността му се променя. На всеки 11 години броят на слънчевите петна се увеличава, а по-късно намалява. Слънчевите петна от един цикъл се различават магнитно от следващите, така че общият цикъл на слънчевите петна е 22 години. Този цикъл се наблюдава от XVIII век насам. Преди това, в продължение на повече от сто години, слънчевите петна са били много малко. Астрономите не знаят какво е причинило този "Маундеров минимум".

Откриването и изучаването на цикъла: през XIX век астрономът Хайнрих Швабе открива повторяемостта на промените в броя на петната (11-годишния цикъл), а по-късно Джордж Хейл установява магнитната природа на петната и обръщането на тяхната полярност. Тъй като магнитната полярност на водещите и следващите петна се обръща след всеки 11-годишен максимум, пълният магнитен (Hale) цикъл е 22-годишен. Наблюденията от XVIII век насам позволяват да се реконструират дългосрочни колебания, включително Маундеровия минимум (приблизително 1645–1715), когато активността е била изключително ниска.

Графики и индекси

За количествено проследяване на активността се използват индекси като международния слънчев брой (Wolf number) и магнитограми. Наблюденията показват т.нар. "пеперудена диаграма" (butterfly diagram): през началото на цикъла петната се появяват на по-високи слънчеви ширини, а с напредване на цикъла — все по-близо до екватора.

Въздействие върху Земята и технологиите

  • Повишена слънчева активност често съпътства силни слънчеви проблясъци и коронални масови изхвърляния (CME), които могат да предизвикат геомагнитни бури.
  • Геомагнитните бури могат да причинят смущения в радиокомуникациите, GPS-сигналите, да повредят сателити и електроенергийни системи.
  • Силните изригвания обаче също предизвикват красиви полярни сияния на по-ниски ширини.

Наблюдение и безопасност

Слънчеви петна се наблюдават с оптични телескопи (в бяло светло), с филтри H-alpha и чрез сателитни инструменти като SOHO и SDO, които дават детайлни изображения и магнитограми. Важно: никога не гледайте директно към Слънцето без подходящ соларен филтър — това може да причини трайно увреждане на очите. Безопасни методи са използване на специални филтри или проекционни техники.

Съвременни изследвания

Въпросът за механиката на слънчевия динамо — как вътрешните потоци и магнитните полета на Слънцето дават начало на циклите — остава предмет на активно изследване. Модели и наблюдения от космически инструменти помагат да се подобри разбирането на процесите и да се прогнозира слънчевата активност с важни приложения за защитата на технологичната инфра­структура.