Совсем недавно были опубликовали результаты двухмерной модели течений вокруг солнечного пятна. Они обнаруживают, что солнечные пятна окружены конвекционной ячейкой таким образом, что поток течения находится за пределами периметра солнечного пятна.
Кроме того, на поверхности находится сток (который интерпретируется как сток рва), а ближе к солнечному пятну и, в частности, вдоль магнитопаузы - наклонный приток, который в основном представляет собой нисходящий поток ниже солнечного пятна. Этот поток воротника помогает стабилизировать пятно.
Наличие нисходящего потока под солнечным пятном, который интерпретируется как часть воротника. Совсем недавно были определены подземные течения, качественно схожие с предложенным воротником. Однако, в отличие от моделирования, приток на поверхности не наблюдается.
Предполагается, что радиационные эффекты, не включенные в их моделирование, могут "скрыть" приток, перемещая его ниже солнечной поверхности. Как только диаметр поры превышает примерно 3,5 мм, она обычно начинает демонстрировать структуру полушария, при которой полутень может быть частичной, т.е. не полностью окружать протополосу.
Только когда поры растут очень быстро, они проскакивают через этот диаметр и остаются в пространстве параметров, которое иначе было бы заселено солнечными пятнами. Эта ситуация представляется нестабильной и длится в целом менее суток.
Яркость, магнитная и динамическая структура
Солнечных пятен обычно идентифицируются по их яркостной характеристике. Они заметно темнее обычной солнечной фотосферы (тихий поток Солнца) и состоят из внутренней, более темной части, называемой тенью (умбра, которая излучает приблизительно 20-30% длинноволнового тихого потока Солнца) и внешней, менее темной части, называемой полутенью(пенумбра, которая излучает 75-85% тихого потока солнечной энергии).
Наличие полумрака отличает солнечные пятна от пор, которые, как правило, имеют меньшие темные черты, соответствующие обнаженной структуре, похожей на пуповину.
Яркость и, следовательно, температура солнечного пятна - это функция пространственного положения в точке. Она изменяется в больших масштабах (тень и полутень) и маленьких (яркие точки умбры, яркие и темные 0-пенумбральные волокна, зерна полушария).
Умбра на 1000-1900 K холоднее тихого солнца, полутень - на 250-400 K холоднее. Считается, что температура снижается за счет ингибирования конвективной энергии через магнитное поле.
Напряженность магнитного поля в фотосфере составляет примерно 1000-1500 G, усредненная по солнечному пятну, но постепенно изменяется от значения 1800-3700 G в самой темной части тени до 700-1000 G на внешнем краю полутени.
Напряженность поля и динамические явления
Напряженность поля также уменьшается с ростом в атмосфере. В то же время полевые вентиляторы отключаются очень быстро. Магнитная конфигурация обычного солнечного пятна может быть аппроксимирована на первый порядок потенциальным полем, при этом распределение магнитного поля в обычном солнечном пятне примерно такое же, как в вертикально ориентированном магнитном диполе, расположенном под поверхностью солнца.
В солнечных пятнах наблюдается множество динамических явлений. Наиболее известным из них является эффект Эвершеда, который описывает горизонтальный отток в фотосферных слоях полутенцессоров.
Колебания наблюдаются также в фотосферном и хромосферном слоях и в переходной области. Они демонстрируют типичные p-режимы продолжительностью 5 минут и 3 минуты, обычные для хромосферных колебаний.
Размеры солнечных пятен
Солнечных пятна характеризуются широким распределением по размеру. Очень большие солнечные пятна могут иногда достигать диаметра 60000 км и более. Особенно крупные солнечные пятна (или узкие группы небольших пятен) видны невооруженным глазом в условиях расщепления (например, незадолго до заката солнца в туманный день) или при снижении яркости солнечного диска с помощью фильтров.
Самые маленькие солнечные пятна имеют диаметр около 3500 км, что делает их меньше самых больших пор, диаметр которых может достигать 7 мм. Более мелкие солнечные пятна встречаются чаще, чем более крупные.
Поскольку отношение площади умбры к площади полушария не очень сильно зависит от размера солнечных пятен, предполагается, что такое распределение справедливо и для солнечных пятен в целом.
Зависимость параметров солнечного пятна от его особенностей
Как правило, продукты процесса фрагментации имеют логнормальное распределение. Таким образом, логнормальное распределение солнечных пятен означает, что соответствующие магнитные флюсовые трубки являются конечными продуктами фрагментации большой флюсовой трубки.
Ряд исследователей опубликовали значения «Ra» - отношение общей площади солнечного пятна к площади умбры. Интересен вопрос, зависит ли « Ra » от других параметров, таких как размер солнечных пятен, возраст, фаза солнечного цикла и прочее.
Существует только слабая и шумная тенденция к снижению « Ra» с увеличением размера солнечных пятен. Зависимость от возраста пятен солнца утверждается Рингнесом, но это не подтверждается другими исследователями, хотя они не могут исключить краткосрочные колебания (менее чем за день) и не отбирают образцы поздних стадий распада пятен солнца.
Наиболее интригующей является зависимость от фазы солнечного цикла. Дженсен и Рингнес находят зависимость в том смысле, что « Ra» меньше при максимуме солнечных пятен.
К сожалению, эта зависимость не исследовалась с использованием более новых результатов. Поскольку это единственный физический параметр солнечных пятен, кроме умбральной яркости, зависящий от солнечного цикла.