Page 84 - 61

Іноді в деяких областях, розташованих в зоні 30 від
екватора, крім спокійного грануляційного малюнка, спостері-
гаються сонячні плями і факели. Телескоп дає змогу відрізня-
ти темний овал (“тінь” плями), оточений більш світлою пів-
тінню. Поблизу тіні з’являються окремі яскраві ділянки, які у
вигляді вузьких (діаметр D  1 , або 700 км) струменів розті-
каються до периферії плями. Вони створюють характерну во-
локнисту структуру півтіні, час життя окремих волокон  30-
60 хв. В самій тіні плями також спостерігаються слабо конт-
растні флуктуації і яскравості – дуже малі світлі точки
( D  350 км ), які живуть 15-30 хв.
Плями темніші, ніж оточуюча її фотосфера. Потік про-
менистої енергії в тіні плями послаблений приблизно в 3 рази,
що є наслідком пониження температури від 6000 К до 4500 К.
Рух речовини в магнітному полі плями може бути пояс-
нений на основі законів магнітогідродинаміки, які описують
взаємодію плазми з магнітним полем. Захоплене рухомою
плазмою магнітне поле з свого боку перешкоджає рухові про-
відного середовища впоперек поля. В умовах, коли енергія
магнітного поля переважає енергію руху плазми (що характе-
рно для сонячних плям), речовина може переміщуватись тіль-
ки вздовж силових ліній поля.
Плями зазвичай оточені цілою сіткою яскравих ланцюгів
– фотосферним факелом. Ширина ланцюгів дорівнює діаметру
утворюючих її яскравих елементів (група гранул) і становить
5000-10000 км; довжина досягає 50000 км. Із збільшенням ма-
гнітного поля в фотосфері виникає факел, поступово збіль-
шуючи свою площу і яскравість. Приблизно через добу в ньо-
му виникає декілька темних точок – пор, які розвиваються да-
лі в сонячні плями.
Випромінювання верхніх шарів сонячної атмосфери сла-
бші від фотосферного не менше, ніж в 10 тис. разів. Тому на-
віть мізерна частка світла фотосфери, розсіяна в земній атмо-

519