Obserwacje plam

 

W 1908 r., badając rozszczepienie Zeemana w widmie Słońca, G.E. Hale dokonał ważnego odkrycia pól magnetycznych w plamach słonecznych. Wielkie słoneczne plamy mogą posiadać pola o indukcji rzędu 0,3 T (pole ziemskie to zaledwie 30-60 μT). Generowane są one w warstwie konwektywnej i wynurzają się do fotosfery powodując powstanie ciemniejszych (chłodniejszych) obszarów - są to plamy (patrz poniżej – szkic Galileusza).

 

Poniżej prezentujemy mozaikę - obraz Słońca uzyskany 7 grudnia 2011 w kilku zakresach widma, odpowiadający różnym warstwom naszej dziennej gwiazdy. Od lewej – mamy obraz optyczny, czyli fotosferę o temperaturze ok. 6 tysięcy stopni; daleki ultrafiolet, czyli warstwa przejściowa pomiędzy chromosferą i koroną o temperaturze ok. miliona stopni; mozaika w dalekim ultrafiolecie, ukazująca strukturę korony z temperaturą sięgającą 2 milionów stopni; po prawej rysunek ukazujący skomplikowaną strukturę linii pola magnetycznego (Fot. NASA, SDO).