Νέφος του Όορτ

Το Νέφος του Όορτ.

Το νέφος του Οορτ και η Ζώνη του Κούϊπερ.

Υποθετική απόσταση του νέφους του Οορτ σε σύγκριση με το υπόλοιπο Ηλιακό σύστημα.

Το Νέφος του Όορτ είναι μια υποθετική σφαιρική περιοχή του εξωτερικού ηλιακού συστήματος. Βρίσκεται σε απόσταση περίπου 50.000 AU από τον Ήλιο^[1], χίλιες φορές πιο μακρυά από τον Πλούτωνα ή περίπου ένα έτος φωτός. Η απόσταση αυτή τοποθετεί το Νέφος του Όορτ περίπου στο ένα τέταρτο της απόστασης από τον Εγγύτατο του Κενταύρου, το κοντινότερο ως προς τον Ήλιο αστέρι. Τα αντικείμενα του Νέφους του Όορτ αποτελούνται κυρίως από πάγους νερού, αμμωνίας, και μεθανίου. Πιστεύεται ότι το Νέφος του Όορτ είναι η πηγή όλων των κομητών που εισέρχονται στο Ηλιακό σύστημα^[2]. Μόλις τέσσερα αντικείμενα που έχουν ανακαλυφθεί πιθανολογείται ότι ανήκουν στο Νέφος του Όορτ, τα 90377 Σέντνα, 2000 CR₁₀₅, 2006 SQ₃₇₂, και 2008 KV₄₂.

Θεωρία

Η αρχική ιδέα ανήκει στον Εσθονό αστρονόμο Ερνστ Έπικ (Ernst Julius Öpik), που το 1932 υποστήριξε ότι οι κομήτες προέρχονται από ένα νέφος στις εξωτερικές περιοχές του Ηλιακού Συστήματος.^[3] Η ιδέα αυτή επανεισάχθηκε το 1950 από τον Ολλανδό αστρονόμο Γιάν Όορτ (Jan Hendrick Oort).^[4] Η λογική ήταν η εξής: εφόσον όλοι οι κομήτες κάποια στιγμή καταστρέφονται μέσα στο Ηλιακό Σύστημα, λόγω της βαρύτητας του Ήλιου ή των μεγάλων πλανητών, δεν θα έπρεπε μετά από πέντε δισεκατομμύρια χρόνια ύπαρξης του Ηλιακού Συστήματος να παρατηρούνται πια κομήτες. Άρα πρέπει να υπάρχει μια πηγή πυρήνων κομητών η οποία στέλνει συνεχώς κομήτες στο εσωτερικό Ηλιακό Σύστημα. Αν ληφθούν υπόψη και οι τροχιές των κομητών μεγάλης περιόδου, η πηγή αυτή πρέπει να απέχει κάπου 50.000 AU από τον Ήλιο και να περιέχει εκατομμύρια πυρήνων. Λόγω του γεγονότος ότι οι κομήτες μεγάλης περιόδου έρχονται έξω απ' την εκλειπτική, η πηγή τους πρέπει να περιβάλλει σφαιρικά το Ηλιακό Σύστημα.

Δημιουργία

Τα αντικείμενα του Νέφους του Oort εικάζεται ότι δημιουργήθηκαν μαζί με τους πλανήτες και τα υπόλοιπα σώματα του ηλιακού μας συστήματος, πριν από περίπου 4.6 δισεκατομμύρια χρόνια.^[1] Η βαρυτική τους αλληλεπίδραση όμως κυρίως με τους μεγάλους πλανήτες άλλαξε τις τροχιές τους και τα εξακόντισε έξω από το ηλιακό σύστημα, θέτοντάς τα σε ελλειπτικές ή παραβολικές τροχιές. Αλληλεπιδράσεις με τα βαρυτικά πεδία άλλων αστεριών (που παίζουν ρόλο σε τέτοιες αποστάσεις) έδωσαν στο Νέφος του Oort τη σφαιρική κατανομή του.^[1]
Τον Ιούνιο του 2010, ο Χάρολντ Λέβισον (Harold F. Levison) μαζί με τους συνεργάτες του πρότειναν, βασισμένοι σε προσομοιώσεις, ότι ο Ήλιος "παρέσυρε κομήτες από άλλα αστέρια κατά τη γέννησή του". Τα αποτελέσματα αυτά υποννοούν ότι "ένα σημαντικό ποσοστό των κομητών του Νέφους του Όορτ, ενδεχομένως μεγαλύτερο από 90%, προέρχεται από άλλα αστέρια".^[5]

Υποψήφια αντικείμενα Νέφους του Όορτ

Αριθμός	Όνομα	Ισημερινή Διάμετρος (km)	Περιήλιο (AU)	Αφήλιο (AU)	Έτος Ανακάλυψης	Ανακαλύφθηκε από
90377	Σέντνα	1,180–1,800	76.1	892	2003	Brown, Trujillo, Rabinowitz
148209	2000 CR105	~250	44.3	397	2000	Παρατηρητήριο Λάουελ
–	2006 SQ372	50–100	24.17	2,005.38	2006	SDSS
–	2008 KV42	58.9 km[6]	20.217	71.760	2008	Τηλεσκόπιο Καναδά-Γαλλίας-Χαβάης

Παραπομπές

1. ↑ ^{1,0 1,1 1,2} Alessandro Morbidelli (2006). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 [astro-ph].
2. ↑ V. V. Emelyanenko, D. J. Asher, M. E. Bailey (2007). "The fundamental role of the Oort Cloud in determining the flux of comets through the planetary system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 381 (2): 779–789. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12269.x. Bibcode: 2007MNRAS.381..779E.
3. ↑ Ernst Julius Öpik (1932). "Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits". Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences 67 (6): 169–182. doi:10.2307/20022899.
4. ↑ Jan Oort (1950). "The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 11: 91–110. Bibcode: 1950BAN....11...91O.
5. ↑ Harold F. Levison (2010), "Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster" (Science June 10, 2010) (SwRI) News
6. ↑ Observations of small Solar-System bodies. The Tracking News. 16 July 2008.

Ηλιακή κηλίδα

Ηλιακές κηλίδες σε εικόνα της 22ης Ιουνίου 2004

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 ηλιακά φαινόμενα.

Στοιχεία - ορισμοί

Οι βασικοί ορισμοί και στοιχεία των ηλιακών κηλίδων είναι

1. Σκιά κηλίδας: ονομάζεται το σκιερό κέντρο του σχηματισμού.
2. Σκιόφως κηλίδας: ονομάζεται η στεφάνη της κηλίδας.
3. Άχυρα κηλίδας: ονομάζονται εκ της μορφής τους οι φερόμενες ίνες του σκιόφωτος.
4. Ομάδα κηλίδων: η συνήθης κατ΄ ομάδες παρουσία των κηλίδων
5. Ηγουμένη κηλίδα: η φερόμενη ως πρώτη εκάστης ομάδας κηλίδων που κατά την παρατήρηση είναι η δυτικότερη.
6. Επόμενη κηλίδα: η φερόμενη αμέσως μετά της προηγουμένης κηλίδα.
7. Διάμετρος κηλίδας: που φθάνει πολλές φορές τα 80.000 χλμ. Κηλίδες με διάμετρο μεγαλύτερη των 40.000 χλμ. (τριπλάσια της γήινης) καθίστανται ορατές με γυμνό μάτι (με προστατευτικά γυαλιά).
8. Βάθος κηλίδας: Οι κηλίδες παρουσάζοντας μορφή στροβιλίζουσας χοάνης, όπως οι σίφωνες στη Γη, παρουσιάζουν βάθος ή ύψος 800 χλμ.
9. Θερμοκρασία κηλίδας: Υπολογίζεται περίπου στους 4.700 βαθμούς Κελσίου, δηλαδή πολύ χαμηλότερη της φωτόσφαιρας
10. Ζωή κηλίδας: Υπολογίζεται από την αρχή της βαθμιαίας ανάπτυξης και ομοίως της βαθμιαίας ελάττωσης μέχρι της τελείας εξαφάνισης που κυμαίνεται από λίγες ημέρες μέχρι και δύο μήνες, ανάλογα του μεγέθους της.

Δημιουργία

Προκαλούνται από μαγνητική δραστηριότητα, η οποία παρεμποδίζει τα ρεύματα μεταφοράς θερμότητας από το ηλιακό εσωτερικό, δημιουργώντας έτσι περιοχές με μειωμένη επιφανειακή θερμοκρασία. Παρότι μία ηλιακή κηλίδα έχει θερμοκρασία ως και 5000 βαθμών K, η αντίθεση με το περιβάλλον υλικό των 5800 K την καθιστά εύκολα ορατή ως σκοτεινή κηλίδα, καθώς η ένταση ακτινοβολίας που εκπέμπει ένα θερμό σώμα (βλ. ακτινοβολία μέλανος σώματος) είναι ανάλογη της θερμοκρασίας του υψωμένης στην τέταρτη δύναμη. Αν μία ηλιακή κηλίδα μπορούσε να παρατηρηθεί απομονωμένη από την περιβάλλουσα φωτόσφαιρα, θα ήταν φωτεινότερη από το νήμα ενός αναμμένου λαμπτήρα πυρακτώσεως. Μία ηλιακή κηλίδα διαστέλλεται και συστέλλεται καθώς εξελίσσεται στην ηλιακή επιφάνεια. Μπορεί να φθάσει σε διάμετρο 80.000 km ή εξαπλάσια της Γης, πράγμα που καθιστά τις μεγαλύτερες κηλίδες ορατές ακόμα και με γυμνό μάτι κατά την ανατολή ή τη δύση του Ηλίου.
Οι ηλιακές κηλίδες, ως εκδήλωση έντονης μαγνητικής δραστηριότητας, συνοδεύονται με δευτερογενή φαινόμενα, όπως είναι οι στεμματικοί βρόχοι και γεγονότα επανασύνδεσης. Οι περισσότερες ηλιακές εκλάμψεις και στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας γεννώνται σε μαγνητικώς ενεργές περιοχές γύρω από ορατές ομάδες κηλίδων.
Παρόμοιες κηλίδες παρατηρούνται έμμεσα και σε άλλους αστέρες, στους οποίους αποκαλούνται αστρικές κηλίδες, και μπορεί να είναι φωτεινές («θερμές») ή σκοτεινές («ψυχρές»).

Κύκλος των ηλιακών κηλίδων

Η μεταβολή του αριθμού των ηλιακών κηλίδων τα τελευταία 400 χρόνια.

Η μεταβολή του αριθμού των ηλιακών κηλίδων τα τελευταία 11.000 χρόνια.

Ο αριθμός των κηλίδων στην ηλιακή επιφάνεια αυξάνεται γρήγορα και μετά μειώνεται με βραδύτερο ρυθμό κάθε περίπου 11 χρόνια. Αυτή η περιοδικότητα, την οποία ακολουθεί η γενικότερη ηλιακή δραστηριότητα, αποκαλείται «ενδεκαετής ηλιακός κύκλος» ή «ενδεκαετής κύκλος της ηλιακής δραστηριότητας». Επιπρόσθετες, πιο μακροπρόθεσμες, μεταβολές πάνω σε αυτό τον βασικό κύκλο είναι γνωστές: Π.χ. από το έτος 1900 ως τη δεκαετία του 1960 ο αριθμός κηλίδων στα μέγιστα της ηλιακής δραστηριότητας αυξανόταν, ενώ από τότε μέχρι σήμερα έχει μειωθεί κάπως^[1].
Ο αρθμός των κηλίδων συνδέεται με την ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας από το 1979, οπότε και έγιναν διαθέσιμες ακριβείς δορυφορικές μετρήσεις της απόλυτης ροής ακτινοβολίας. Επειδή οι κηλίδες είναι σκοτεινότερες από τη μέση ηλιακή φωτόσφαιρα, θα ήταν αναμενόμενο περισσότερες κηλίδες να συνοδεύονται από λιγότερη ηλιακή ακτινοβολία και μειωμένη ηλιακή σταθερά. Ωστόσο, ισχύει το αντίθετο: συνολικά, περισσότερες και μεγαλύτερες κηλίδες αυξάνουν τη λαμπρότητα του Ηλίου. Η μεταβολή που προκαλεί ο κύκλος των κηλίδων στην ηλιακή σταθερά είναι μικρή, της τάξεως του 0,1% από μέγιστο στο ελάχιστο (ή 1,3 W m⁻² από τα 1366 W m⁻² της μέσης ηλιακής σταθεράς)^[2][3]. Στο δεύτερο μισό του 17ου αιώνα μ.Χ., κατά το λεγόμενο «Ελάχιστο Μώντερ», σπάνια εμφανίζονταν ηλιακές κηλίδες. Αυτό συμπίπτει με το μέσο και ψυχρότερο τμήμα μιας περιόδου παγκόσμια ψυχρού κλίματος που είναι γνωστή ως «Μικρή Εποχή Παγετώνων».
Πρόσφατα, έχει προταθεί μια σχέση ανάμεσα στον κύκλο των κηλίδων και στη μέση παλιρροϊκή βαρυτική δύναμη που ασκούν οι πλανήτες στην ηλιακή φωτόσφαιρα^[4][5].

Ιστορία

Αναφορές στις ηλιακές κηλίδες έγιναν από Κινέζους αστρονόμους το 28 π.Χ.. Μία μεγάλη ηλιακή κηλίδα παρατηρήθηκε την εποχή του θανάτου του Καρλομάγνου, το 813 μ.Χ.. Στις 17 Μαρτίου 807 ο Βενεδικτίνος μοναχός Άντελμος είδε μία μεγάλη κηλίδα που ήταν ορατή επί οκταήμερο. Ο Άντελμος νόμισε ότι παρατηρούσε τον πλανήτη Ερμή να περνά μπροστά από τον `Ηλιο, δηλαδή μια διάβαση του Ερμή<sup>[6]</sup>. Ο Αβερρόης περιέγραψε επίσης ηλιακές κηλίδες τον 12ο αιώνα<sup>[7]</sup>. Ωστόσο, αυτές οι προ-τηλεσκοπικές παρατηρήσεις ερμηνεύονταν λανθασμένα, μέχρι που ο Γαλιλαίος έδωσε τη σωστή εξήγηση το 1612.
Οι πρώτες τηλεσκοπικές παρατηρήσεις ηλιακών κηλίδων πάντως έγιναν από τους Φλαμανδούς αστρονόμους Γιοχάνες και Δαβίδ Φαμπρίκιους και τον `Αγγλο Τόμας Χάρριοτ στα τέλη του 1610. Ο Δ. Φαμπρίκιους μάλιστα δημοσίευσε και μία περιγραφή τους τον Ιούνιο 1611. Την εποχή που ο Γαλιλαίος έδειχνε τις κηλίδες με το τηλεσκόπιό του σε αστρονόμους στη Ρώμη, ο Κριστόφ Σάινερ τις παρατηρούσε ήδη επί δύο ή τρεις μήνες. Η διαμάχη σχετικά με την ανακάλυψή τους μεταξύ του Γαλιλαίου και του Σάινερ που επακολούθησε, καθώς κανείς τους δεν γνώριζε τη δημοσίευση του Φαμπρίκιους ήταν έτσι χωρίς νόημα.
Οι ηλιακές κηλίδες διεδραμάτισαν κάποιο ρόλο στη συζήτηση για τη φύση του Ηλιακού Συστήματος, αφού χάρη σε αυτές ανακαλύφθηκε η περιστροφή του Ηλίου περί τον άξονά του, ενώ η παροδική τους εμφάνιση απεδείκνυε ότι η ηλιακή επιφάνεια μεταβαλλόταν, αντίθετα με τις απόψεις του Αριστοτέλη. Οι λεπτομέρειες της φαινόμενης κινήσεώς τους μπορούσαν να εξηγηθούν άμεσα μόνο με το ηλιοκεντρικό σύστημα.
Η περιοδική διακύμανση του αριθμού των ηλιακών κηλίδων ανακαλύφθηκε από τον Γερμανό αστρονόμο Χάινριχ Σβάμπε μεταξύ του 1826 και του 1843, πράγμα που οδήγησε τον Ρούντολφ Βολφ στη διεξαγωγή συστηματικών παρατηρήσεων από το 1848. Ο λεγόμενος αριθμός Wolf είναι ένα μέτρο της δραστηριότητας των κηλίδων και των ομάδων τους. Ο Βολφ μελέτησε επίσης τα ιστορικά αρχεία σε μια προσπάθεια να δημιουργήσει μία βάση δεδομένων για τις περιοδικές διακυμάνσεις του παρελθόντος. Η βάση του εκτεινόταν μόνο ως το 1700, παρότι οι τεχνικές για προσεκτικές ηλιακές παρατηρήσεις υπήρχαν ήδη από το 1610. Ο Γκούσταφ Σπέρερ (Gustav Spörer) ανεκάλυψε αργότερα μία εποχή διάρκειας 70 ετών πριν το 1716 κατά την οποία δεν εμφανίζονταν σχεδόν καθόλου κηλίδες, ως την αιτία της αδυναμίας του Βολφ να επεκτείνει το αρχείο του.
Το 1934 ο οικονομολόγος Γουίλιαμ Στάνλεϋ Τζέβονς πρότεινε ότι υπάρχει μία σχέση ανάμεσα στις ηλιακές κηλίδες και στις περιοδικές οικονομικές κρίσεις, υποστηρίζοντας ότι οι κηλίδες επηρεάζουν τον γήινο καιρό και εξαιτίας αυτού και τις σοδειές με την οικονομία^[8].
Ο Έντουαρντ Μώντερ πρότεινε αργότερα ότι μία περίοδος κατά την οποία οι κηλίδες είχαν σχεδόν εξαφανισθεί ακολουθήθηκε από μία επανέναρξη του ενδεκαετούς κύκλου τους το 1700. Προσεκτικές μελέτες επαλήθευσαν ότι αυτή η έλλειψη ήταν πραγματική και δεν οφείλεται σε ανυπαρξία παρατηρησιακών δεδομένων, αφού υπήρχαν αναφορές αρνητικών παρατηρήσεων. Η απουσία των κύκλων ηλιακής δραστηριότητας φαίνεται και από την απουσία βόρειου σέλαος κατά την ίδια περίοδο, η οποία ονομάσθηκε «Ελάχιστο Μώντερ» (1645-1717), παρότι όπως είδαμε ανακαλύφθηκε πρώτα από τον Spörer.
Από το 1991 το Βασιλικό Αστεροσκοπείο του Βελγίου φιλοξενεί το Παγκόσμιο Κέντρο Δεδομένων για τον «Δείκτη Ηλιακών Κηλίδων».

Φυσική και δομή

Ηλιακή κηλίδα στο υπεριώδες φως. Εικόνα από τη διαστημική αποστολή TRACE.

Παρότι οι λεπτομέρειες της δημιουργίας των ηλιακών κηλίδων είναι ακόμα αντικείμενο ερευνών, φαίνεται ότι οι κηλίδες είναι τα ορατά αντίστοιχα σωλήνων μαγνητικής ροής στη ζώνη ρευμάτων μεταφοράς θερμότητας στο ηλιακό εσωτερικό, οι οποίοι «τυλίγονται» από τη διαφορική περιστροφή του Ηλίου. Μόλις η τάση που ασκείται στους σωλήνες φθάσει ένα όριο, τινάζονται σαν μια λαστιχένια ταινία και ξεπροβάλλουν στη φωτόσφαιρα. Η μεταφορά θερμότητας από το εσωτερικό παρεμποδίζεται στα σημεία αυτά της ηλιακής επιφάνειας, οπότε η επιφανειακή θερμοκρασία μειώνεται εκεί.
Το Φαινόμενο Γουίλσον υποδηλώνει ότι οι κηλίδες αντιστοιχούν σε βυθίσματα της ηλιακής επιφάνειας. Παρατηρήσεις του Φαινομένου Zeeman δείχνουν ότι οι κηλίδες εμφανίζονται συνήθως σε ζεύγη με αντίστροφη μαγνητική πολικότητα. Ανάλογα με τη θέση τους ως προς την ηλιακή περιστροφή, οι δύο κηλίδες ενός ζεύγους ονομάζονται «ηγούμενη» (= αυτή που προηγείται) και «επόμενη» (= αυτή που ακολουθεί). Από τον ένα ηλιακό κύκλο στον άλλο, οι πολικότητες των κηλίδων που εμφανίζονται ως ηγούμενες και επόμενες την κάθε φορά εναλλάσσονται. Οι κηλίδες συνήθως εμφανίζονται σε ομάδες.
Η κάθε κηλίδα υποδιαιρείται σε δύο μέρη:

• Τη σκιά, που είναι το κεντρικό και σκοτεινότερο μέρος, όπου το μαγνητικό πεδίο είναι περίπου κάθετο στην ηλιακή επιφάνεια.
• Την παρασκιά, που περιβάλλει τη σκιά και είναι θερμότερη και φωτεινότερη από αυτή. Οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου εδώ είναι πιο πλάγιες.

Ο μέσος χρόνος ζωής μιας ηλιακής κηλίδας είναι περίπου δύο εβδομάδες. Πρόσφατες παρατηρήσεις από το διαστημόπλοιο SOHO δείχνουν ότι κάτω από την κηλίδα υπάρχει ισχυρό καθοδικό ρεύμα που σχηματίζει μία δίνη, η οποία συγκεντρώνει το μαγνητικό πεδίο. Επομένως οι κηλίδες είναι ένα ανάλογο των γήινων κυκλώνων.
Σε κάθε ενδεκαετή κύκλο της ηλιακής δραστηριότητας, οι κηλίδες εμφανίζονται αρχικώς σε μεγαλύτερα ηλιογραφικά πλάτη και όσο ο κύκλος πλησιάζει στο μέγιστο, εμφανίζονται όλο και πλησιέστερα στον ηλιακό ισημερινό. Αυτή η συμπεριφορά ονομάζεται Νόμος του Spörer.

Παρατήρηση των ηλιακών κηλίδων

Το Σουηδικό Ηλιακό Τηλεσκόπιο του 1 μέτρου στο Αστεροσκοπείο του Ρόχε δε λος Μουτσάτσος, στα Κανάρια νησιά.

Οι ηλιακές κηλίδες παρατηρούνται τόσο από επίγεια όσο και από διαστημικά ηλιακά τηλεσκόπια. Εκτός από την καταγραφή της οπτικής εικόνας των κηλίδων, αυτά τα τηλεσκόπια συνδυάζονται με εξειδικευμένα όργανα όπως φασματοσκόπια και φασματοηλιοσκόπια για την εξέταση των κηλίδων και των περιοχών τους. Τεχνητές εκλείψεις επιτρέπουν την παρατήρηση της ηλιακής περιφέρειας καθώς οι κηλίδες εμφανίζονται ή εξαφανίζονται πίσω από τον ορίζοντα.
Επειδή η απευθείας παρατήρηση του ήλιου με γυμνό μάτι προκαλεί βλάβες στην όραση, η ερασιτεχνική παρατήρηση των ηλιακών κηλίδων διεξάγεται γενικώς έμμεσα με τη χρήση προβαλλόμενων ειδώλων του Ηλίου, ή και απευθείας μέσα από προστατευτικά φίλτρα.
O αστροφυσικός Ευστάθιος Ηλονίδης έχει προχωρήσει στην ανίχνευση Ηλιακών κηλίδων εν τη γενέσει, βαθιά στο εσωτερικό του Ήλιου, δίνοντας έτσι τη δυνατότητα να γίνεται πρόβλεψη δύο ημερών για την εμφάνισή τους^[9][10].

Gallery

• 

  Η ηλιακή κηλίδα Νο. 923 το ηλιοβασίλεμα και σε ηλιακό τηλεσκόπιο.
  
• 

  Ηλιοβασίλεμα με ηλιακή κηλίδα στο Μπανγκλαντές, Ιανουάριος 2004.
  
  

Ηλιακός άνεμος

O ηλιακός άνεμος είναι ένα ρεύμα φορτισμένων σωματιδίων που εκτοξεύεται από την ανώτερη ατμόσφαιρα του Ήλιου. Αποτελείται κυρίως από ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια με ενέργειες συνήθως μεταξύ 10 και 100 keV.

Ηλιακού ανέμου στην μαγνητόσφαιρα.

Η θερμική ενέργεια του αραιού πλάσματος του στέμματος είναι τόσο υψηλή ώστε να υπερνικά το πεδίο βαρύτητας του ήλιου και διαστέλλεται στον μεσοπλανητικό χώρο με την μορφή ανέμου. Ο ηλιακός άνεμος, που έχει χαρακτηριστεί και σαν ηλιακή σωματιδιακή ακτινοβολία, αποτελείται κυρίως από ηλεκτρόνια και πρωτόνια που εκπέμπονται σχεδόν ακτινικά από το στέμμα του ήλιου με υπερηχητικές ταχύτητες. Οι στεμματικές οπές είναι τα κύρια σημεία διαφυγής και επιταχύνσεως του ηλιακού ανέμου δεδομένου ότι οι στεμματικές οπές βρίσκονται σε περιοχές που χαρακτηρίζονται από ανοικτές μαγνητικές γραμμές, χαμηλή θερμοκρασία και πυκνότητα σε σύγκριση με της αντίστοιχες τιμές του στέμματος. Ο ηλιακός άνεμος εκτοξεύεται από διαφορετικά σημεία της επιφάνειας του ήλιου και με διαφορετική αρχική ταχύτητα λόγω των διαφορετικών συνθηκών που επικρατούν στις στρεμματικές οπές και ως εκ τούτου λόγω της περιστροφής του ήλιου φτάνει στη γη κατά ριπές ή αλλιώς ως ρεύματα ή κύματα ηλιακού ανέμου.
Ο ηλιακός άνεμος δημιουργεί την ηλιόσφαιρα, μια τεράστια φούσκα στο διαστρικό ενδιάμεσο που περιβάλλει το ηλιακό σύστημα. Άλλα φαινόμενα περιλαμβάνουν γεωμαγνητικές καταιγίδες που μπορούν να καταστρέψουν ενεργειακά δίκτυα της ανθρωπότητας, το πολικό σέλας (βόρειο και νότιο σέλας), και οι ουρές των κομητών από πλάσμα που πάντα προς το σημείο μακριά από τον Ήλιο.