Sončeva pega

Iz Wikipedije, proste enciklopedije

Slika skupine Sončevih peg AR 9169 v ultravijoličnem z Nasinega vesoljskega daljnogleda TRACE. Svetel žareč plin, ki priteka nad pegami, ima temperaturo več kot milijon stopinj Celzijev. Vzrok za tako visoko temperaturo ni znan, predvideva pa se, da je povezan s hitro spreminjajočimi se koronskimi zankami magnetnega polja, ki se pretakajo po sončni plazmi. Ta skupina peg se je pomikala po površini septembra 2000 in izginila v nekaj tednih.

Simulacija Sončevih peg

Risba Sončeve pege v delu Chronicon ex chronicis Johna iz Worcestra.

Sónčeva péga je območje na Sončevi površini (fotosferi), kjer je temperatura nižja od okolice in močnejša magnetna dejavnost, ki zavira konvekcijo in tvori področja z nižjo temperaturo.

Večjo pego lahko sestavlja temen osrednji del oziroma umbra (senca), ki jo obdaja svetlejša penumbra ali polsenca. Temperatura sence je okoli 4500 °C, polsence pa 5000 °C. Čeprav so pege zelo svetle, izgledajo kot temne lise glede na okoliško snov z efektivno površinsko temperaturo 5778 K. Če bi jih opazovali neodvisno od okoliške fotosfere, bi bile svetlejše od električnega obloka. Pege vidimo največkrat v skupinah, najprej so zelo majhne počasi pa se raztegnejo po Sončevi dolžini. Največjo velikost dosežejo po 14 dneh, na koncu ostane velikokrat le vodilna, največja pega vse ostale pa izginejo. Pozno v letu 2007 je bil minimum Sončeve dejavnosti (Sončev cikel). Prve pege novega cikla so opazili 4. januarja 2008. Sončeve pege so povezane z močnim magnetnim delovanjem kot so koronske zanke ali ponovne spojitve magnetnih silnic.

Večina Sončevih bliščev in koronarnih izbruhov mase izvira v magnetno dejavnih področjih okrog skupin peg. Podobni pojav na drugih zvezdah se imenuje zvezdna pega, kjer so tudi opazovali svetla (toplejša) in temna (hladnejša) mesta. Periodične spremembe v svetlosti so najprej opazili pri rdečih pritlikavkah in leta 1947 je G. E. Kron predlagal, da so temu vzrok pege.