자기장 농도 :태양의 자기장은 태양 내부의 혈장의 움직임에 의해 생성됩니다. 특정 영역에서는 자기장 라인이 엉키고 집중되어 강한 자기장이 생성됩니다.
대류 억제 :태양의 혈장은 대류라는 과정에서 끊임없이 움직이고 있습니다. 뜨거운 플라즈마는 태양 내부에서 표면으로 올라가서 식히고 뒤로 가라 앉습니다. 그러나, 강렬한 자기장을 갖는 영역에서, 자기 력은 너무 강해서 혈장의 상향 흐름을 억제한다.
태양 흑점의 형성 :자기장이 더 강해짐에 따라 영향을받는 부위의 혈장이 상승하지 않고 태양 표면 아래에 갇히게됩니다. 뜨거운 혈장이 부족하여 표면에 도달하면 더 차가워지고 어두운 영역이 생겨 태양 흑점으로 관찰됩니다.
흑점 구조 :태양 흑점은 일반적으로 움 브라 (Umbra)라고 불리는 어두운 중앙 지역과 음경이 불리는 덜 어두운 주변 지역으로 구성됩니다. Umbra는 자기장이 가장 강하고 혈장이 더 시원한 영역입니다. 반면은 자기장 강도가 약하고 혈장이 더 뜨거워지는 곳입니다.
흑백 수명 :태양 흑점은 며칠에서 몇 달 동안 지속될 수 있습니다. 태양 흑점의 진화는 자기장 구성의 변화에 영향을받습니다. 자기장이 약해짐에 따라 태양 흑점이 줄어들고 결국 사라집니다.
태양 활동과의 연관성 :태양 흑점은 종종 태양 플레어 및 관상 질량 방출 (CME)과 같은 다른 형태의 태양 활동과 관련이 있습니다. 태양 흑점 주변의 자기장은 불안정 해지고 막대한 양의 에너지를 방출하여 태양 플레어와 CME를 유발할 수 있습니다. 이러한 사건은 지구의 자기장에 상당한 영향을 줄 수 있으며 통신 및 전력 시스템을 방해 할 수 있습니다.
태양 흑점을 공부하는 것은 태양 활동과 지구의 기후와 우주 날씨에 미치는 영향을 이해하는 데 중요합니다. 과학자들은 태양 흑점 활동을 모니터링함으로써 태양 폭풍을 더 잘 예측하고 기술 및 인프라에 대한 잠재적 영향을 완화 할 수 있습니다.
