Sončeva pega
Sónčeva péga je začasno območje na Sončevi površini (fotosferi), kjer je temperatura nižja od okolice in močnejša magnetna dejavnost, ki zavira konvekcijo in tvori področja z nižjo temperaturo. Običajno nastopajo v parih, kjer ima vsaka posamezna pega nasprotni magnetni pol od druge.[1]
Večjo pego lahko sestavlja temni osrednji del oziroma umbra (senca), ki jo obdaja svetlejša penumbra ali polsenca. Temperatura sence je približno 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 se jih opazovalo neodvisno od okoliške fotosfere, bi bile svetlejše od električnega obloka. Pege se vidijo največkrat v skupinah, najprej so zelo majhne, počasi pa se raztegnejo po Sončevi dolžini. Največjo velikost dosežejo po 14-ih 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 (prominence) 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.
Glej tudi
urediSklici
uredi- ↑ »Sunspots« (v angleščini). NOAA. Pridobljeno 22. februarja 2013.