Wersja z 01:01, 21 lis 2006 edytuj Falewicz (dyskusja \| edycje) 159 edycji mNie podano opisu zmian ← poprzednia edycja		Wersja z 16:31, 16 gru 2006 edytuj anuluj edycję Falewicz (dyskusja \| edycje) 159 edycji mNie podano opisu zmian następna edycja →
Linia 24: ==Fizyka== [[Grafika:plamaslon.jpg\|right\|thumb\|200px\|Obszar aktywny 9169 widziany na poziomie korony - zdjęcie w dużym powiększeniu.]] Chociaż szczegóły powstawania plam słonecznych są ciągle raczej przedmiotem badań, jest całkiem jasne, że są one widocznymi odpowiednikami wiązki silnych pól magnetycznych w strefie [[konwekcja\|konwekcji]], które to wydostają się do góry dzięki [[rotacja ~~różniczkowa~~różnicowa\|rotacji ~~różniczkowej~~różnicowej]] Słońca. Jeśli nacisk na wiązki magnetyczne osiągnąłby pewną granicę, zwijają się one jak gumka i przebijają powierzchnię Słońca. W punktach przebicia konwekcja jest zahamowana, strumień energii z wnętrza, a co za tym idzie temp. powierzchni zmniejszają się. [[Efekt Wilsona]] mówi nam, ze plamy słoneczne są właściwie obszarami depresyjnymi na powierzchni Słońca. Ten model jest poparty przez obserwacje wykorzystujące [[efekt Zeemana]], które pokazują, że plamy słoneczne pojawiają się parami, z przeciwstawną biegunowością magnetyczną składników. Nawet jeśli plama jest samotna towarzyszy jej obszar pola magnetycznego o przeciwnej biegunowości. Od cyklu do cyklu biegunowość plam słonecznych przedniej i tylnej zmienia się z układu północ/południe na południe/północ i z powrotem. Plamy zwykle pojawiają się w grupach.

Plama słoneczna: Różnice pomiędzy wersjami