Слънчеви петна
Фактът, че на Слънцето има петна, хората знаят от много дълго време. В древните български и китайски хроники, както и в хрониките на други народи, често се споменава за наблюдения на слънчеви петна. В българските летописи е отбелязано, че петната са видими "Аки нокти". Записите помогнаха да се потвърди моделът, установен по-късно (през 1841 г.) на периодично увеличаване на броя на слънчевите петна. За да забележите такъв обект с просто око (разбира се, при спазване на предпазни мерки - през плътно опушено стъкло или осветен негативен филм), е необходимо размерът му на Слънцето да бъде най-малко 50 - 100 хиляди километра, което е десетки пъти по-голямо от радиуса на Земята.
Слънцето се състои от горещи газове, които непрекъснато се движат и смесват и следователно няма нищо постоянно и непроменливо на слънчевата повърхност. Най-стабилните образувания са слънчевите петна. Но видът им се променя от ден на ден и те също се появяват и изчезват. В момента на появата слънчевото петно обикновено е малко, може да изчезне, но може и да се увеличи силно.
Магнитните полета играят основна роля в повечето явления, наблюдавани на Слънцето. Слънчевото магнитно поле има много сложна структура и непрекъснато се променя. Комбинираното действие на циркулацията на слънчевата плазма в конвективната зона и диференциалното въртене на Слънцето непрекъснато възбужда процеса на усилване на слаби магнитни полета и появата на нови. Очевидно това обстоятелство е причината за появата на слънчеви петна на Слънцето. Петната се появяват и изчезват. Техният брой и размер варират. Но приблизително на всеки 11 години броят на петната става най-голям. Тогава се казва, че Слънцето е активно. Със същия период
11 години) има и обръщане на полярността на магнитното поле на Слънцето.Естествено е да се приеме, че тези явления са взаимосвързани.
Развитието на активната област започва с увеличаване на магнитното поле във фотосферата, което води до появата на по-ярки области - факли (температурата на слънчевата фотосфера е средно 6000 K, в областта на факлите е с около 300 K по-висока). По-нататъшното засилване на магнитното поле води до появата на петна.
В началото на 11-годишния цикъл петна започват да се появяват в малък брой на относително високи географски ширини (35 - 40 градуса), а след това зоната на образуване на петна постепенно се спуска към екватора, до ширина от плюс 10 - минус 10 градуса, но като правило няма петна на самия екватор.
Галилео Галилей е един от първите, които забелязват, че петна се наблюдават не навсякъде по Слънцето, а главно в средните ширини, в рамките на така наречените "кралски зони".
Първо обикновено се появяват единични петна, но след това от тях възниква цяла група, в която се разграничават две големи петна - едното на западния, другото на източния край на групата. В началото на нашия век стана ясно, че полярностите на източното и западното петно са винаги противоположни. Те образуват, така да се каже, два полюса на един магнит и затова такава група се нарича биполярна. Типичното слънчево петно измерва няколко десетки хиляди километра.
Галилео, скицирайки петна, маркира сива граница около някои от тях. Наистина петното се състои от централна, по-тъмна част – сянката и по-светла зона – полусянката.
Слънчевите петна понякога се виждат на диска му дори с просто око. Видимата чернота на тези образувания се дължи на факта, че тяхната температура е с около 1500 градуса по-ниска от температурата на околната фотосфера (и съответно непрекъснатото излъчване от тях е много по-малко). Единично развито петно се състои от тъмен овал – т.ннаречена сянката на петното, заобиколена от по-светла влакнеста полусянка. Неразвитите малки петна без полусянка се наричат пори. Петната и порите често образуват сложни групи.
Типична група слънчеви петна първоначално се появява като една или повече пори в областта на ненарушената фотосфера. Повечето от тези групи обикновено изчезват след 1-2 дни. Но някои последователно растат и се развиват, образувайки доста сложни структури. Слънчевите петна могат да бъдат с по-голям диаметър от този на Земята. Те често се струпват заедно. Образуват се за няколко дни и обикновено изчезват в рамките на една седмица. Някои по-големи петна обаче могат да се задържат до един месец. Големите групи слънчеви петна са по-активни от малки групи или отделни слънчеви петна.