Sunspot
http://dbpedia.org/resource/Sunspot an entity of type: Thing
الكلفة الشمسية أو البقعة الشمسية (بالإنجليزية: Sunspot) هي بقع على سطح الشمس -الغلاف الضوئي Photosphere - تتميز بدرجة حرارة منخفضة عن المناطق المحيطة بها وبنشاط مغناطيسي مكثف يمنع حمل الحرارة، مكونا مناطق ذات حرارة سطحية منخفضة. وبالرغم من كونها مناطق شديدة السطوع إلا أن الفرق بين درجة حرارتها، التي تبلغ حوالي 4000-4500 كلفن وحرارة سطح الشمس عموما (5700 كلفن)، تجعلها تظهر كبقع مظلمة. ولو نظرنا إلى هذه البقع بمعزل عن الغلاف الضوئي المحيط بها لبدت أكثر سطوعا من المصباح القوسي. ولقد بلغت البقع الشمسية حدا أدنى خلال دورة الكلف الشمسية في عام 2009م.[1]
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Sluneční skvrna je oblast na povrchu Slunce (ve fotosféře), které magnetické pole zabraňuje v proudění, a tak se vytvářejí oblasti s menší povrchovou teplotou než má okolí. Podobné jevy vyskytující se na ostatních hvězdách se nazývají hvězdné skvrny. Jejich výskyt může mít zcela jiné charakteristiky.
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Οι ηλιακές κηλίδες είναι παροδικά φαινόμενα που εμφανίζονται στην επιφάνεια του Ηλίου, τη λεγόμενη φωτόσφαιρα, της οποίας και θεωρούνται οι περισσότερο εντυπωσιακοί και ενδιαφέροντες σχηματισμοί της. Είναι ορατές ως σκοτεινές μικρές ή μεγαλύτερες κυκλικές επιφάνειες - κηλίδες, σε σχέση με τις γειτονικές περιοχές της φωτόσφαιρας, που περιβάλλονται από λιγότερο σκοτεινές στεφάνες ινώδους υφής.
* Οι ηλιακές κηλίδες κατατάσσονται στους φωτοσφαιρικούς σχηματισμούς που περιλαμβάνονται στα .
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太陽黒点（たいようこくてん、英: sunspot）とは、太陽表面を観測した時に黒い点のように見える部分のこと。単に黒点とも呼ぶ。実際には完全な黒ではなく、この部分も光を放っているが、周囲よりも弱い光なので黒く見える。太陽黒点は、約9.5年から12年ほどの周期で増減を繰り返している。 黒点が暗いのは、その温度が約4,000℃と普通の太陽表面（光球）温度（約6,000℃）に比べて低いためである。発生原因は太陽の磁場であると考えられている。 黒点は太陽の自転とともに東から西へ移動する。大きな黒点群の中には太陽の裏側を回って再び地球から見える側に出てきても消えていない、1か月ほど存在する寿命の長いものがある。（太陽の東西という言葉は地球から観測した場合の地球上での方位を指す。その天体に立った場合の方位ではない）
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흑점(黑點)은 태양의 광구에 존재하는 영역으로, 주변보다 낮은 온도를 지니면서 강한 자기 활동을 보이는 영역이다. 대류가 이루어지지 않기 때문에 상대적으로 낮은 표면 온도를 지니고 어둡게 보이게 된다. 즉, 흑점은 스스로도 약 4000~5000K 라는 고온에서 매우 밝은 빛을 발하지만, 주변의 6000K 정도의 온도에 비해서는 낮기 때문에 상대적으로 어두운 점으로 관측된다. 따라서 실제의 밝기는 어둡지 않으며, 만약 흑점 하나를 주변의 광구로부터 분리해서 밤하늘에 갖다 놓으면 달보다 밝을 것이다. 11년 주기의 태양 극소기는 2007년 말에 발생한 것으로 생각되며, 2008년에 새로운 Cycle 24가 시작될 것으로 생각된다. 흑점은 코로나 루프나 자기 재결합과 같은 강한 자기 활동과 연관되어 있다. 대부분의 태양 플레어나 코로나질량방출은 흑점군을 둘러싼 자기적으로 활동적인 영역에서 유발된다. 태양 이외의 항성에서 관측되는 유사한 현상은 으로 불린다. 흑점의 수는 약 11년 주기로 불규칙한 주기로 오르락내리락한다.
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Una macchia solare è una regione della superficie del Sole (la fotosfera) che è distinta dall'ambiente circostante per una temperatura minore ed una forte attività magnetica. Anche se in realtà le macchie solari sono estremamente luminose, perché hanno una temperatura di circa 4000 kelvin 3726 c, il contrasto per emissività termica rispetto alle regioni circostanti, ancora più luminose grazie ad una temperatura di 6000 kelvin, le rende chiaramente visibili come macchie scure. Numerose macchie simili sono state osservate anche in stelle diverse dal Sole, e prendono il nome più generale di macchie stellari.
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太陽黑子（亦稱日斑）是太陽光球上的臨時現象，它們在可見光下呈現比周圍區域黑暗的斑點。它們是由高密度的磁性活動抑制了對流的激烈活動造成的，在表面形成溫度降低的區域。雖然它們的溫度仍然大約有3000-4500K，但是與周圍5,780K的物質對比之下，使它們清楚的顯視為黑點，因為黑體（光球非常近似於黑體）的熱強度（I）與溫度（T）的四次方成正比。如果將黑子與周圍的光球隔離開來，黑子會比一個電弧更為明亮。當它們在太陽表面橫越移動時，會膨脹和收縮，直徑可以達到80,000公里，因此在地球上不用望遠鏡也可以直接看見。 激烈的磁場活動顯示，太陽黑子會導致次一級的活動，像是冕圈和事件。大多數的閃焰和日冕物質拋射都起源於可見到黑子群存在的磁場活動區域。相似的現象也在一些有著星斑的恆星上被直接觀測到。 太阳黑子很少单独活动，常是成群出现。黑子的活动周期为11.2年，活躍時会对地球的磁场產生影響，主要是使地球南北极和赤道的大气环流作经向流动，从而造成恶劣天气，使气候转冷。嚴重時會對各类电子产品和电器造成损害。
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Una taca solar és una regió del Sol amb una temperatura més baixa que la seva contornada, i amb una intensa activitat magnètica.Galileo (1564-1642) amb el seu telescopi astronòmic, va ser el primer a observar-les. Una taca solar típica consisteix en una regió central fosca, anomenada "umbra", rodejada per una "penombra" més clara. Una sola taca pot arribar a mesurar fins a 12.000 quilòmetres (quasi tan gran com el diàmetre de la Terra), però un grup de taques pot aconseguir 120.000 quilòmetres d'extensió i inclús algunes vegades més. La penombra està constituïda per una estructura de filaments clars i foscos que s'estenen més o menys radialment des de l'umbra. Ambdós (umbra i penombra) pareix fosques per contrast amb la fotosfera, simplement perquè estan més fredes que la temperatura mitja
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Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe bilden das einfachste Maß für die sogenannte Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich elf Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden Ausbrüche sind starke Magnetfelder, welche gebietsweise den Wärmetransport vom Innern an die Sonnenoberfläche behindern.
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Sunmakulo estas regiono sur la Suna supraĵo, kiu havas pli malaltan temperaturon ol ĝia ĉirkaŭaĵo, kaj intensan magnetan agadon. Kvankam sunmakuloj estas blindige helaj, je temperaturoj de proksimume 5000 kelvinoj, la kontrasto kun la ĉirkaŭa materio je proksimume 6000 kelvinoj igas ilin klare videblaj kiel mallumaj makuloj. Interese, se ili izoliĝus de la ĉirkaŭa fotosfero, ili estus pli helaj ol lumarko.
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Eguzki-orbanak Eguzkiaren fotosferan gertatzen diren fenonemo tenporalak dira. Inguruan duten eskualdeekin alderatuta eremu ilunago gisa agertzen diren orbanak dira. Inguruko fotosferarekin alderatuz tenperatura baxuagoa dute, eremu magnetikoaren fluxuaren kontzentrazioak konbekzioa gelditzen duelako. Eguzki-orbanak normalki bikoteka agertzen dira, bikoteko kide bakoitzak polaritate magnetikoaren kontrako eremuetan. Eguzki-orbanen kopurua 11 urteko arabera aldatzen dira.
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Una mancha solar es una región del Sol que tiene una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más.
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Pléasca faoi dhromchla na Gréine is ea grianspota, a bhíonn millteanach cumasach, an oiread fuinnimh i gceann amháin díobh is a bheadh i bpléascadh 1,000 milliún milliún tonna trínítreatolúéine. Bíonn tréimhsiúlacht 11 bliain ina ngníomhaíocht. Bhí an ghníomhaíocht seo i mbarr a réime i 2002. Le gach pléasc ollmhór, caitear na mílte milliún tonna de gháis amach ón nGrian, na cáithníní luchtaithe go leictreach, agus luas timpeall 2000 km sa soicind fúthu.
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Bintik matahari adalah bagian dari permukaan matahari (fotosfer) yang dipengaruhi aktivitas magnetis hebat, yang mengakibatkan terhambatnya konveksi, membentuk daerah bersuhu lebih dingin. Bintik-bintik ini bisa terlihat dari bumi tanpa bantuan teleskop. Meski bersuhu sekitar 4000-5000K, perbedaan dengan materi sekelilingnya yang berkisar sekitar 5800K mengakibatkan daerah ini tampak secara jelas sebagai noda-noda hitam karena intensitas sebuah benda hitam yang dipanasi adalah sama dengan T (temperatur) berpangkat empat. Jika sebuah bintik Matahari diisolir dari fotosfer sekelilingnya ia akan tampak lebih cemerlang dari loncatan bunga api listrik.
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Sunspots are phenomena on the Sun's photosphere that appear as temporary spots that are darker than the surrounding areas. They are regions of reduced surface temperature caused by concentrations of magnetic flux that inhibit convection. Sunspots appear within active regions, usually in pairs of opposite magnetic polarity. Their number varies according to the approximately 11-year solar cycle.
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Une tache solaire est une région sur la surface du Soleil (photosphère) qui est marquée par une température inférieure à son environnement et a une intense activité magnétique. C'est son champ magnétique qui inhibe la convection par un effet similaire aux freins à courants de Foucault, ralentissant ainsi l'apport de chaleur venant de l'intérieur du Soleil (dans cette zone), formant des zones où la température de surface est réduite.
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Zonnevlekken zijn relatief donkere vlekken op het oppervlak van de zon. Het oppervlak van de zon vertoont periodiek donkere vlekken. De zonnevlekken hangen samen met relatief koelere plekken op de zon. Deze relatieve afkoeling wordt veroorzaakt door sterke magneetvelden die de convectie van plasma bemoeilijken. Daardoor wordt de warmteaanvoer vanuit het binnenste van de zon tijdelijk verminderd. Na verloop van tijd verdwijnen de zonnevlekken weer. Meestal verschijnen zonnevlekken in paren, elk met een tegenovergestelde magnetische pool.
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Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tesli). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne wydają się mieć kolor czarny. Liczba plam słonecznych jest wyznaczana od roku 1849, a oszacowano ją dla okresu od roku 1500 i wcześniejszego. Największe liczby dzienne plam stwierdzono podczas cyklu XIX, czyli pod koniec lat pięćdziesiątych.
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Manchas solares são fenômenos temporários na fotosfera do Sol, que aparecem como manchas mais escuras do que as áreas circundantes. Elas são regiões de temperatura superficial reduzida, causadas por concentrações de fluxo de campo magnético que inibem a convecção. Manchas solares geralmente aparecem em pares de polaridade magnética invertida. O seu número varia de acordo com o ciclo solar de aproximadamente 11 anos.
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Solfläckar är mörka fläckar på solen som beror på att lokala magnetfält på solen hindrar flödet av solens energi inifrån att nå solens yta just där. Den delen av solytan blir då mindre het och lyser svagare, och ser därför mörk ut jämfört med övriga solytan. Vid hög solaktivitet är det mycket solfläckar. Solens totala utstrålning blir då aningen högre, trots att små delar av solytan (solfläckarna) strålar ut mindre energi. Solfläckarna varierar i cykler vanligen 9–13 år. Det finns olika sätt att räkna fram periodens medelvärde, man brukar hamna mellan 11,05 och 11,09 år.
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Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.
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Сонячні плями — темні утворення на Сонці, температура яких знижена приблизно на 1500 К у порівнянні з навколишніми ділянками фотосфери. Спостерігаються на диску Сонця за допомогою оптичних приладів, а в разі великих плям — і неозброєним оком у вигляді темних плям. Сонячні плями є областями виходу у фотосферу сильних (до декількох тисяч ґаусів) магнітних полів. Потемніння фотосфери в плямах обумовлено придушенням магнітним полем конвективних рухів речовини і, як наслідок, зниженням потоку перенесення теплової енергії в цих областях.
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Sunspot
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كلفة شمسية
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Taca solar
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Sluneční skvrna
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Sonnenfleck
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Ηλιακή κηλίδα
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Sunmakulo
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Mancha solar
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Eguzki-orban
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Grianspotaí
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Bintik matahari
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Tache solaire
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Macchia solare
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흑점
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太陽黒点
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Plama słoneczna
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Zonnevlek
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Mancha solar
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Солнечные пятна
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Сонячні плями
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Solfläckar
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太阳黑子
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* Top: active region 2192 in 2014 containing the largest sunspot of solar cycle 24 and active region 1302 in September 2011.
* Middle: sunspot close-up in the visible spectrum and another sunspot in UV, taken by the TRACE observatory.
* Bottom: a large group of sunspots stretching about across.
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Sunspots 1302 Sep 2011 by NASA.jpg
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الكلفة الشمسية أو البقعة الشمسية (بالإنجليزية: Sunspot) هي بقع على سطح الشمس -الغلاف الضوئي Photosphere - تتميز بدرجة حرارة منخفضة عن المناطق المحيطة بها وبنشاط مغناطيسي مكثف يمنع حمل الحرارة، مكونا مناطق ذات حرارة سطحية منخفضة. وبالرغم من كونها مناطق شديدة السطوع إلا أن الفرق بين درجة حرارتها، التي تبلغ حوالي 4000-4500 كلفن وحرارة سطح الشمس عموما (5700 كلفن)، تجعلها تظهر كبقع مظلمة. ولو نظرنا إلى هذه البقع بمعزل عن الغلاف الضوئي المحيط بها لبدت أكثر سطوعا من المصباح القوسي. ولقد بلغت البقع الشمسية حدا أدنى خلال دورة الكلف الشمسية في عام 2009م.[1]
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Sluneční skvrna je oblast na povrchu Slunce (ve fotosféře), které magnetické pole zabraňuje v proudění, a tak se vytvářejí oblasti s menší povrchovou teplotou než má okolí. Podobné jevy vyskytující se na ostatních hvězdách se nazývají hvězdné skvrny. Jejich výskyt může mít zcela jiné charakteristiky.
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Una taca solar és una regió del Sol amb una temperatura més baixa que la seva contornada, i amb una intensa activitat magnètica.Galileo (1564-1642) amb el seu telescopi astronòmic, va ser el primer a observar-les. Una taca solar típica consisteix en una regió central fosca, anomenada "umbra", rodejada per una "penombra" més clara. Una sola taca pot arribar a mesurar fins a 12.000 quilòmetres (quasi tan gran com el diàmetre de la Terra), però un grup de taques pot aconseguir 120.000 quilòmetres d'extensió i inclús algunes vegades més. La penombra està constituïda per una estructura de filaments clars i foscos que s'estenen més o menys radialment des de l'umbra. Ambdós (umbra i penombra) pareix fosques per contrast amb la fotosfera, simplement perquè estan més fredes que la temperatura mitjana de la fotosfera; així l'umbra té una temperatura de 4.000 K, mentre que la penombra aconseguix els 5600 K, evidentment inferiors als aproximats 6000 K que tenen els grànuls de la fotosfera. Per la llei de Stefan-Boltzmann, que l'energia total radiada per un cos negre (com una estrela) és proporcional a la quarta potència de la seva temperatura efectiva (E = σT4, on σ = 5.67051 x 10-8 W/m²/K4 ), l'umbra emet aproximadament un 32% de la llum emesa per una àrea igual de la fotosfera i anàlogament la penombra té una brillantor d'un 71% de la fotosfera. La foscor d'una taca solar és només un efecte de contrast; si poguérem veure a una taca tipus, amb una umbra de la grandària de la Terra, aïllada i a la mateixa distància que el Sol, brillaria una 50 vegades més que la Lluna plena. Les taques estan relativament immòbils respecte a la fotosfera i participen de la rotació solar. L'àrea de la superfície solar coberta per les taques es mesura en termes de milionèsima del disc visible.
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Οι ηλιακές κηλίδες είναι παροδικά φαινόμενα που εμφανίζονται στην επιφάνεια του Ηλίου, τη λεγόμενη φωτόσφαιρα, της οποίας και θεωρούνται οι περισσότερο εντυπωσιακοί και ενδιαφέροντες σχηματισμοί της. Είναι ορατές ως σκοτεινές μικρές ή μεγαλύτερες κυκλικές επιφάνειες - κηλίδες, σε σχέση με τις γειτονικές περιοχές της φωτόσφαιρας, που περιβάλλονται από λιγότερο σκοτεινές στεφάνες ινώδους υφής.
* Οι ηλιακές κηλίδες κατατάσσονται στους φωτοσφαιρικούς σχηματισμούς που περιλαμβάνονται στα .
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Sunmakulo estas regiono sur la Suna supraĵo, kiu havas pli malaltan temperaturon ol ĝia ĉirkaŭaĵo, kaj intensan magnetan agadon. Kvankam sunmakuloj estas blindige helaj, je temperaturoj de proksimume 5000 kelvinoj, la kontrasto kun la ĉirkaŭa materio je proksimume 6000 kelvinoj igas ilin klare videblaj kiel mallumaj makuloj. Interese, se ili izoliĝus de la ĉirkaŭa fotosfero, ili estus pli helaj ol lumarko. Aktiva regiono 9393, kiel vidita per la instrumento MDI sur (Suna kaj Heliosfera Observatorio), enhavis la plej grandan aron da sunmakuloj iam observitan dum la aktuala suna ciklo. Je la 30-a de marto 2001 la tuta areo de la sunmakuloj en la aro estis dek-trioble la areo de la tuta supraĵo de la Tero. Ĝi estis la fonto de multaj flagraĵoj kaj elĵetaĵoj el korona materio, inkluzive de unu el la plej grandaj flagraĵoj registritaj dum dudek kvin jaroj je la 2-a de aprilo 2001. Kaŭzita de intensaj magnetaj kampoj eliĝantaj el la interno, sunmakulo aperas malluma nur en kontrasto kun la restaĵo de la suna supraĵo, ĉar ĝi estas iomete pli malvarma ol la nemakulitaj regionoj.
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Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche (Photosphäre), die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe bilden das einfachste Maß für die sogenannte Sonnenaktivität. Die Häufigkeit der Sonnenflecken unterliegt einer Periodizität von durchschnittlich elf Jahren, was als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden Ausbrüche sind starke Magnetfelder, welche gebietsweise den Wärmetransport vom Innern an die Sonnenoberfläche behindern. Im Gegensatz zum optischen Eindruck im Fernrohr sind Sonnenflecken keineswegs schwarz, sondern strahlen – entsprechend dem Planckschen Strahlungsgesetz – nur etwa 30 % des normalen Sonnenlichts ab. Dieser Wert folgt aus ihrer im Vergleich zu ihrer Umgebung um bis zu 1500 K niedrigeren Temperatur. Die Gesamtfläche der Sonnenflecken schwankt je nach Phase im elfjährigen Zyklus zwischen 0,0 und maximal 0,4 % der gesamten Oberfläche.
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Eguzki-orbanak Eguzkiaren fotosferan gertatzen diren fenonemo tenporalak dira. Inguruan duten eskualdeekin alderatuta eremu ilunago gisa agertzen diren orbanak dira. Inguruko fotosferarekin alderatuz tenperatura baxuagoa dute, eremu magnetikoaren fluxuaren kontzentrazioak konbekzioa gelditzen duelako. Eguzki-orbanak normalki bikoteka agertzen dira, bikoteko kide bakoitzak polaritate magnetikoaren kontrako eremuetan. Eguzki-orbanen kopurua 11 urteko arabera aldatzen dira. Eguzki-orban indibidualek egun batzuetatik hainbat hilabetara iraun dezakete, baina azkenean guztiak desagertzen dira. Eguzki-orbanak hedatzen eta txikiagotzen dira Eguzkiaren gainazalean zehar mugitzen diren bitartean. Txikienek 16 kilometroko tamaina dute, eta handienek 160.000 kilometro. Handienak Lurretik ikus daitezke teleskopio baten laguntzarik gabe. Abiadura erlatiboan bidaiatzen dute, edo berezko mugimendua izan dezakete, hainbat metro segunduko mugituz agertzen direnetik. Jarduera magnetiko intentsoa adierazten dute, eta gertakari sekundarioekin loturik egon ohi dira, edo kasu. eta masa jaurtiketa koronal gehienak magnetikoki aktiboak diren eskualdetan gertatzen dira, eguzki-orbanen eskualdeen inguruan. Antzeko fenomenoak ikus daitezke Eguzkia ez diren beste izar batzuetan, eta izar-orban izena ematen zaie. Beste izar batzuek jariatzen duten argia zein orban ilunak neurtzea posible da.
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Una mancha solar es una región del Sol que tiene una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximadamente 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ=5,67•10–8 W/m²K4; véase constante de Stefan-Boltzmann), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría unas 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésimas de hemisferio solar visible.
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Une tache solaire est une région sur la surface du Soleil (photosphère) qui est marquée par une température inférieure à son environnement et a une intense activité magnétique. C'est son champ magnétique qui inhibe la convection par un effet similaire aux freins à courants de Foucault, ralentissant ainsi l'apport de chaleur venant de l'intérieur du Soleil (dans cette zone), formant des zones où la température de surface est réduite. C'est essentiellement la baisse de température de la tache relative à son environnement qui la rend visible, l'émission de la tache étant de ce fait moins intense (la loi de Stefan-Boltzmann dit que l'émission d'une région de température T est proportionnelle à T4).
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Pléasca faoi dhromchla na Gréine is ea grianspota, a bhíonn millteanach cumasach, an oiread fuinnimh i gceann amháin díobh is a bheadh i bpléascadh 1,000 milliún milliún tonna trínítreatolúéine. Bíonn tréimhsiúlacht 11 bliain ina ngníomhaíocht. Bhí an ghníomhaíocht seo i mbarr a réime i 2002. Le gach pléasc ollmhór, caitear na mílte milliún tonna de gháis amach ón nGrian, na cáithníní luchtaithe go leictreach, agus luas timpeall 2000 km sa soicind fúthu. Bíonn an sruth ollmhór cáithníní seo mar a bheadh sruth ollmhór leictreach ag taisteal tríd an spás, agus réimsí cumasacha maighnéadacha ag baint leo. Má bhíonn na sruthanna seo dírithe i dtreo an Domhain, nuair a shroicheann siad an Domhan cuireann na tonnta maighnéadacha isteach ar réimse maighnéadach an Domhain féin, fiú is iad lagaithe go mór tar éis an 150 milliún km a thaisteal ón nGrian. Réabann siad córais is gléasanna leictreamaighnéadacha. I 1989 chuir stoirm gheomaighnéadach mar seo trasfhoirmeoirí i gcóras soláthair an leictreachais i Québec ó mhaith, ag dorchú na príomhchathrach.
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Bintik matahari adalah bagian dari permukaan matahari (fotosfer) yang dipengaruhi aktivitas magnetis hebat, yang mengakibatkan terhambatnya konveksi, membentuk daerah bersuhu lebih dingin. Bintik-bintik ini bisa terlihat dari bumi tanpa bantuan teleskop. Meski bersuhu sekitar 4000-5000K, perbedaan dengan materi sekelilingnya yang berkisar sekitar 5800K mengakibatkan daerah ini tampak secara jelas sebagai noda-noda hitam karena intensitas sebuah benda hitam yang dipanasi adalah sama dengan T (temperatur) berpangkat empat. Jika sebuah bintik Matahari diisolir dari fotosfer sekelilingnya ia akan tampak lebih cemerlang dari loncatan bunga api listrik. Titik minimum dari siklus bintik Matahari sebelas tahunan mungkin telah terlanjut pada pertengahan kedua tahun 2008, tetapi karena tidak adanya aktivitas bintik-bintik hitam, titik minimal siklus mungkin akan berlangsung ke tahun 2009. Walaupun pembalikan polaritas bintik Matahari yang diamati pada tanggal 4 januari 2008 mungkin menandai Siklus 24, hanya sedikit bintik Matahari yang tampak. Definisi siklus bintik Matahari baru adalah kalau rata-rata jumlah bintik Matahari dari polaritas magnetik baru berjumlah lebih besar dari polaritas yang sebelumnya. Perkiraan dari tahun 2006, meprediksi Siklus 24 akan mulai pada akhir tahun 2007 atau permulaan 2008, tetapi estimasi baru memperkirakan penundaan sampai tahun 2009. Bintik Matahari, yang merupakan manifestari aktivitas magnetis hebat, juga merupakan tempat terjadinya lengkung-lengkung korona (coronal loops) dan peristiwa pemautan kembali (reconnection events). Kebanyakan lidah semburan Matahari dan semburan massa korana berasal di daerah magnetis aktif sekitar kelompok bintik-bintik Matahari yang tampak. Fenomena sama yang diamati secara tidak langsung di bintang-bintang dinamai bintik-bintik bintang. Keduanya, bintik terang and bintik gelap telah diukur.
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Sunspots are phenomena on the Sun's photosphere that appear as temporary spots that are darker than the surrounding areas. They are regions of reduced surface temperature caused by concentrations of magnetic flux that inhibit convection. Sunspots appear within active regions, usually in pairs of opposite magnetic polarity. Their number varies according to the approximately 11-year solar cycle. Individual sunspots or groups of sunspots may last anywhere from a few days to a few months, but eventually decay. Sunspots expand and contract as they move across the surface of the Sun, with diameters ranging from 16 km (10 mi) to 160,000 km (100,000 mi). Larger sunspots can be visible from Earth without the aid of a telescope. They may travel at relative speeds, or proper motions, of a few hundred meters per second when they first emerge. Indicating intense magnetic activity, sunspots accompany other active region phenomena such as coronal loops, prominences, and reconnection events. Most solar flares and coronal mass ejections originate in these magnetically active regions around visible sunspot groupings. Similar phenomena indirectly observed on stars other than the Sun are commonly called starspots, and both light and dark spots have been measured.
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太陽黒点（たいようこくてん、英: sunspot）とは、太陽表面を観測した時に黒い点のように見える部分のこと。単に黒点とも呼ぶ。実際には完全な黒ではなく、この部分も光を放っているが、周囲よりも弱い光なので黒く見える。太陽黒点は、約9.5年から12年ほどの周期で増減を繰り返している。 黒点が暗いのは、その温度が約4,000℃と普通の太陽表面（光球）温度（約6,000℃）に比べて低いためである。発生原因は太陽の磁場であると考えられている。 黒点は太陽の自転とともに東から西へ移動する。大きな黒点群の中には太陽の裏側を回って再び地球から見える側に出てきても消えていない、1か月ほど存在する寿命の長いものがある。（太陽の東西という言葉は地球から観測した場合の地球上での方位を指す。その天体に立った場合の方位ではない）
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흑점(黑點)은 태양의 광구에 존재하는 영역으로, 주변보다 낮은 온도를 지니면서 강한 자기 활동을 보이는 영역이다. 대류가 이루어지지 않기 때문에 상대적으로 낮은 표면 온도를 지니고 어둡게 보이게 된다. 즉, 흑점은 스스로도 약 4000~5000K 라는 고온에서 매우 밝은 빛을 발하지만, 주변의 6000K 정도의 온도에 비해서는 낮기 때문에 상대적으로 어두운 점으로 관측된다. 따라서 실제의 밝기는 어둡지 않으며, 만약 흑점 하나를 주변의 광구로부터 분리해서 밤하늘에 갖다 놓으면 달보다 밝을 것이다. 11년 주기의 태양 극소기는 2007년 말에 발생한 것으로 생각되며, 2008년에 새로운 Cycle 24가 시작될 것으로 생각된다. 흑점은 코로나 루프나 자기 재결합과 같은 강한 자기 활동과 연관되어 있다. 대부분의 태양 플레어나 코로나질량방출은 흑점군을 둘러싼 자기적으로 활동적인 영역에서 유발된다. 태양 이외의 항성에서 관측되는 유사한 현상은 으로 불린다. 흑점의 수는 약 11년 주기로 불규칙한 주기로 오르락내리락한다.
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Zonnevlekken zijn relatief donkere vlekken op het oppervlak van de zon. Het oppervlak van de zon vertoont periodiek donkere vlekken. De zonnevlekken hangen samen met relatief koelere plekken op de zon. Deze relatieve afkoeling wordt veroorzaakt door sterke magneetvelden die de convectie van plasma bemoeilijken. Daardoor wordt de warmteaanvoer vanuit het binnenste van de zon tijdelijk verminderd. Na verloop van tijd verdwijnen de zonnevlekken weer. Meestal verschijnen zonnevlekken in paren, elk met een tegenovergestelde magnetische pool. Het aantal zonnevlekken is een maat voor de activiteit van de zon: hoe meer er te zien zijn, hoe actiever de zon. Een actieve zon produceert korte explosies van energie waarbij geladen deeltjes vrijkomen. Als die deeltjes de aardse atmosfeer binnendringen, kunnen ze poollicht veroorzaken. De kans op poollicht is het grootst in jaren met veel zonneactiviteit. Gemiddeld om de elf jaar, in een "actieve" periode, wisselen de magnetische polen van de Zon van plaats. De laatste keer dat dit gebeurde was eind december 2013. De volgende keer dat de polen van plaats zullen wisselen zal in 2024 zijn. De poolverschuiving vindt altijd plaats op het zonnemaximum, de periode van de grootste zonneactiviteit in de elfjarige zonnecyclus van de Zon.
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Una macchia solare è una regione della superficie del Sole (la fotosfera) che è distinta dall'ambiente circostante per una temperatura minore ed una forte attività magnetica. Anche se in realtà le macchie solari sono estremamente luminose, perché hanno una temperatura di circa 4000 kelvin 3726 c, il contrasto per emissività termica rispetto alle regioni circostanti, ancora più luminose grazie ad una temperatura di 6000 kelvin, le rende chiaramente visibili come macchie scure. Numerose macchie simili sono state osservate anche in stelle diverse dal Sole, e prendono il nome più generale di macchie stellari.
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Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях. Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности. На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце.
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Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tesli). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne wydają się mieć kolor czarny. Liczba plam słonecznych jest wyznaczana od roku 1849, a oszacowano ją dla okresu od roku 1500 i wcześniejszego. Największe liczby dzienne plam stwierdzono podczas cyklu XIX, czyli pod koniec lat pięćdziesiątych. Liczba plam słonecznych jest powiązana z natężeniem słonecznego promieniowania. Ponieważ plamy są ciemne, naturalnym jest przypuszczenie, że więcej plam słonecznych oznacza mniejsze promieniowanie Słońca. Jednakże otaczające obszary są jaśniejsze i całkowity efekt jest taki, że więcej plam oznacza jaśniejsze Słońce. Wahania są małe (ok. 0,1%). Okresowi Minimum Maundera przypisuje się ochłodzenie klimatu i zmniejszenie średniej temperatury na powierzchni Ziemi o ponad 1 °C (zobacz – Mała epoka lodowa).
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Manchas solares são fenômenos temporários na fotosfera do Sol, que aparecem como manchas mais escuras do que as áreas circundantes. Elas são regiões de temperatura superficial reduzida, causadas por concentrações de fluxo de campo magnético que inibem a convecção. Manchas solares geralmente aparecem em pares de polaridade magnética invertida. O seu número varia de acordo com o ciclo solar de aproximadamente 11 anos. Manchas individuais ou grupos de manchas podem durar entre alguns dias e alguns meses, mas acabam se dissipando. As manchas solares se expandem e contraem à medida que se movem pela superfície do Sol, com diâmetros variando de 16 km a 160 000 km. As variedades maiores são visíveis da Terra sem o auxílio de telescópios. Quando surgem, elas podem viajar a velocidades de algumas centenas de metros por segundo. Indicando atividade magnética intensa, as manchas solares acompanham fenômenos secundários como anéis coronais, proeminências e eventos de reconexão magnética. A maioria das erupções solares e ejeções de massa coronal se originam em regiões magneticamente ativas ao redor de agrupamentos de manchas solares visíveis. Fenômenos similares observados indiretamente em outras estrelas costumam ser chamados de manchas estelares, e tanto manchas claras quanto escuras já foram medidas.
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Solfläckar är mörka fläckar på solen som beror på att lokala magnetfält på solen hindrar flödet av solens energi inifrån att nå solens yta just där. Den delen av solytan blir då mindre het och lyser svagare, och ser därför mörk ut jämfört med övriga solytan. Vid hög solaktivitet är det mycket solfläckar. Solens totala utstrålning blir då aningen högre, trots att små delar av solytan (solfläckarna) strålar ut mindre energi. Solfläckarna varierar i cykler vanligen 9–13 år. Det finns olika sätt att räkna fram periodens medelvärde, man brukar hamna mellan 11,05 och 11,09 år. På motsvarande sätt finns stjärnfläckar på andra stjärnor.
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Сонячні плями — темні утворення на Сонці, температура яких знижена приблизно на 1500 К у порівнянні з навколишніми ділянками фотосфери. Спостерігаються на диску Сонця за допомогою оптичних приладів, а в разі великих плям — і неозброєним оком у вигляді темних плям. Сонячні плями є областями виходу у фотосферу сильних (до декількох тисяч ґаусів) магнітних полів. Потемніння фотосфери в плямах обумовлено придушенням магнітним полем конвективних рухів речовини і, як наслідок, зниженням потоку перенесення теплової енергії в цих областях. Кількість плям на Сонці (і пов'язане з ним число Вольфа) — один з головних показників сонячної магнітної активності. На більш холодних зірках (класу K і холодніше) спостерігаються плями набагато більшої площі, ніж на Сонці.
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太陽黑子（亦稱日斑）是太陽光球上的臨時現象，它們在可見光下呈現比周圍區域黑暗的斑點。它們是由高密度的磁性活動抑制了對流的激烈活動造成的，在表面形成溫度降低的區域。雖然它們的溫度仍然大約有3000-4500K，但是與周圍5,780K的物質對比之下，使它們清楚的顯視為黑點，因為黑體（光球非常近似於黑體）的熱強度（I）與溫度（T）的四次方成正比。如果將黑子與周圍的光球隔離開來，黑子會比一個電弧更為明亮。當它們在太陽表面橫越移動時，會膨脹和收縮，直徑可以達到80,000公里，因此在地球上不用望遠鏡也可以直接看見。 激烈的磁場活動顯示，太陽黑子會導致次一級的活動，像是冕圈和事件。大多數的閃焰和日冕物質拋射都起源於可見到黑子群存在的磁場活動區域。相似的現象也在一些有著星斑的恆星上被直接觀測到。 太阳黑子很少单独活动，常是成群出现。黑子的活动周期为11.2年，活躍時会对地球的磁场產生影響，主要是使地球南北极和赤道的大气环流作经向流动，从而造成恶劣天气，使气候转冷。嚴重時會對各类电子产品和电器造成损害。
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