Солнечная активность, атмосфера и погода.

Реферат по дисциплине концепции современного естествознания

Красноярский государственный торгово-экономический институт

Красноярск, 2006

Введение

«… почти каждый аспект современных знаний о Солнце представляет проблему. Это единственная звезда, о которой мы знаем достаточно много, чтобы ощутить, как мало мы знаем».

Е. Паркер, американский астрофизик

Одна из самых актуальных и в то же время вызывающая ожесточенные споры проблема современной геофизики – воздействие солнечной активности на состояние нижней атмосферы и погоду Земли.

В конце 60-х годов изучение Солнца опиралось в основном на наземные наблюдения в видимой области спектра и в радиодиапазоне, а результаты космических исследований носили ограниченный, обрывочный характер, то теперь положение резко изменилось. Работа пилотируемых орбитальных космических станций, специализированных искусственных спутников Земли и автоматических космических аппаратов, на которые установлены приборы с исключительно высоким пространственным и временным разрешением, позволила регистрировать явления солнечной активности за достаточно длинные интервалы времени в областях спектра, недоступных наблюдателю с поверхности Земли. Это, прежде всего далекое ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучения Солнца. Кроме того, новые сведения о солнечной активности были получены на солнечной советской стратосферной автоматической обсерватории в 1970 и 1973 годах.

Вопрос о реальности и физическом механизме солнечно-земных связей имеет длительную историю. Так, еще в конце прошлого века русский ученый Г. Вильд исследовал связь между солнечной активностью и температурой воздуха в России. Позднее американец В. Робертс доказал существование 22-летней повторяемости засух в западных областях США; У. Шуурманс и А. Оорт обнаружили регулярные изменения высоты уровней постоянного давления в тропосфере, связанные с интенсивными солнечными вспышками; Б.Тинслей с коллегами выявили вариации высотного профиля температуры в тропосфере во время форбуш-понижений интенсивности потока галактических космических лучей.

Перечень экспериментальных данных, свидетельствующих о наличии статистически достоверных связей между различными погодными явлениями и солнечной (и магнитной) активностью, можно было бы увеличить в десятки или даже сотни раз. И, тем не менее, сама идея о влиянии солнечной активности на состояние нижней атмосферы многими геофизиками решительно отвергается. Дело в том, что мощность атмосферных процессов на несколько порядков превышает поток энергии, вносимой в магнитосферу Земли солнечным ветром; в связи с этим представляется маловероятным, чтобы солнечная активность могла существенно воздействовать на состояние нижней атмосферы.

Однако исследования, выполненные за последние годы, позволили найти ключ к преодолению этого противоречия и тем самым к решению проблемы солнечно-земных связей.

Итак, перед современной наукой стоит очень важная задача - выяснить закономерности воздействия так называемой солнечной активности на земные процессы.

§1. Солнечная атмосфера

Солнце… Ежедневно оно появляется из-за горизонта, совершает свой обычный путь по небу и вечером исчезает. Обычно мы не замечаем, насколько вся наша жизнь тесно связана с Солнцем. А ведь оно дает свет и тело всем животным и растениям, без него не могла бы существовать жизнь на Земле.

Земля

 Солнце - центральное тело Солнечной системы - представляет собой раскалённый плазменный шар. Солнце - ближайшая к Земле звезда. Свет от него до нас доходит за 8,3 мин. Солнце решающим образом повлияло на образование всех тел Солнечной системы и создало те условия, которые привели к возникновению и развитию жизни на Земле.

Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз больше массы всех других планет, вместе взятых. За 5 миллиардов лет существования Солнца уже около половины водорода в его центральной части превратилось в гелий. В результате этого процесса выделяется то количество энергии, которое Солнце излучает в мировое пространство. Мощность излучения Солнца очень велика: около 3,8 * 410 520 0 степени МВт. На Землю попадает ничтожная часть Солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоёмы, даёт энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Часть солнечной энергии запасена в недрах Земли в виде каменного угля, нефти и других полезных ископаемых. Видимый с Земли диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллиптичности орбиты и составляет, в среднем, 1 392 000 км. (что в 109 раз превышает диаметр Земли). Расстояние до Солнца в 107 раз превышает его диаметр. Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастают вглубь, где газ сильнее сжат давлением вышележащих слоёв. Следовательно, температура также растёт по мере приближения к центру. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоёв, постепенно переходящих друг в друга.

В центре Солнца температура составляет 15 миллионов градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 150 000 кг/ м. Почти вся энергия Солнца генерируется в центральной области с радиусом примерно 1/3 солнечного. Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передаётся наружу. На протяжении последней трети радиуса находится конвективная зона. Причина возникновения перемешивания (конвекции) в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынужденно приходит в движение и начинает само переносить тепло. Ядро и конвективная зона фактически не наблюдаемы. Об их существовании известно либо из теоретических расчётов, либо на основании косвенных данных. Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его Атмосферой.Они лучше изучены, т.к. об их свойствах можно судить из наблюдений.

Солнечная атмосфера так же состоит из нескольких различных слоёв. Самый глубокий и тонкий из них - фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Толщина фотосферы приблизительно около 300 км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра образуются Фраунгоферовы линии поглощения. Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы можно наблюдать характерную зернистую структуру фотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек - гранул - размером около 1000 км, окруженных тёмными промежутками, создаёт впечатление ячеистой структуры - грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течение нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидетельствуют о движении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними - опускается. Это движение газов порождают в солнечной атмосфере акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе. Распространяясь в верхние слои атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоёв атмосферы- хромосферы и короны. В результате верхние слои атмосферы с температурой около 4500К оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растёт. Расположенный над фотосферой слой называют хромосферой, во время полных солнечных затмений в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу, виден как розовое кольцо, окружающее тёмный диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие язычки пламени - хромосферные спикулы, представляющие собой вытянутые столбики из уплотнённого газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затемнения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить его изображение. Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной неоднородной структурой. Заметно два типа неоднородностей - яркие и тёмные. По своим размерам они превышают фотосферные гранулы. В целом распределение неоднородностей образует так называемую хромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция, она является следствием движения газов в под фотосферной конвективной зоне, только происходящих в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстро растёт, достигая в верхних её слоях десятков тысяч градусов. Самая верхняя и самая разряжённая часть солнечной атмосферы - корона, прослеживающаяся от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов. Корону можно видеть только во время полного солнечного затмения либо с помощью коронографа.

Вся солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 мин. В возникновении явлений происходящих на Солнце большую роль играют магнитные поля. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К ним относятся факелы и пятна в фотосфере, флоккулы в хромосфере, протуберанцы в короне. Наиболее замечательным явлением, охватывающим все слои солнечной атмосферы и зарождающимся в хромосфере, являются солнечные вспышки.

§2. Солнечная активность

«Спокойная» или «невозмущенная» атмосфера Солнца представляет собой как бы фон, на котором происходит много любопытных, порой драматических событий.

Солнечная активность - совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы после этого наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие области называют флоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличившихся до нескольких десятков экстред напряженности магнитного поля. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна, возникающие через 1-2 дня после появления флоккула в виде маленьких чёрных точек - пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные тёмные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из тёмной центральной части - тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен - наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряжённости в несколько тысяч экстред. В целом пятно представляет собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих одну или несколько ячеек хромосферной сетки. Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в ней расходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени магнитные силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чем в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000К. Пятно как бы охлаждённая и скованная магнитным полем яма в солнечной фотосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами, в которых, однако, выделяются два больших пятна. Одно, наибольшее, - на западе, а другое, чуть поменьше, - на востоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биополярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в области которого силовые линии входят обратно под фотосферу, - южную.

Самое мощное проявление фотосферы - это вспышки. Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышка - это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки, и даже сотни тысяч километров. Продолжается вспышка обычно около часа. Хотя детально физические процессы, приводящие к возникновению вспышек, ещё не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу.

Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы - сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в неё из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимся под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые из них связаны со взрывоподобными выбросами вещества из хромосферы в корону.

Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности, периодически изменяется. Существует множество удобных различных способов оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуются наиболее простым и введённым раньше всех способом - числами Вольфа. Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данный момент на Солнце, и удесятерённого числа групп, которые они образуют. Период времени, когда количество центров активности наибольшее называют максимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти совсем нет - минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11 лет. Это составляет так называемый 11-и летний цикл солнечной активности.

Солнечная активность имеет циклический характер, который зримо проявляется в пятнообразовательной деятельности, в частоте солнечных вспышек и связанных с ними эффектов. В цикле меняется количество и распределение протуберанцев, форма солнечной короны, количество факелов и т. д. Период этих циклических вариаций составляет примерно 11 лет, хотя в нашем столетии средний период был ближе к 10 годам. Показатели солнечной активности, как правило, возрастают к максимуму быстрее, чем спадают от него к минимуму.

Существуют свидетельства о цикле с периодом около 80 лет (восьмидесятилетний цикл). Есть также некоторые доказательства о долгопериодических вариациях активности с периодом 200, 400 и 600 лет.

При повторениях солнечного цикла наблюдаются нерегулярности. Меняется и длительность циклов, и форма зависимости чисел Вольфа от времени, и значения ее максимума и минимума. Отмечаются, по-видимому, нерегулярности с гораздо большими масштабами времени и амплитуд. Например, в течение 70 лет, с 1645 по 1715 гг. наблюдалось очень мало солнечных пятен, в этот период имело место резкое ослабление солнечной активности, что было названо «минимумом Маундера».

Длительные исследования циклической пятнообразовательной деятельности Солнца на экваторе ускорилось на 3-4% и разность скоростей вращения широтах 0 и 20 градусов увеличилась в 2 раза. Из современных спектральных наблюдений следует, что аналогичные ускорения вращения на экваторе имеют место в эпоху спокойного Солнца. Высказано предположение, что в годы максимумов солнечной активности магнитное поле как бы притормаживает вращение Солнца на экваторе.

Природа активных образований на Солнце и причина их периодичности начинают выясняться только в последнее время. Картина еще не вполне ясна в деталях, некоторые положения не всегда надежны, и часть представлений может измениться в будущем. Тем не менее различные проявления солнечной активности уже можно рассматривать как единый процесс, связанный с жизнью Солнца.

***

За последние десятилетия накоплено большое количество данных, свидетельствующих о том, что такие колебания оказывают определенное влияние на ряд геофизических процессов, а также на явления, происходящие в биосфере нашей планеты – то есть в животном и растительном мире Земли, в том числе и в организме человека.

Так, например, многие исследователи приходят к выводу о зависимости между уровнем солнечной активности и различными аномалиями в процессах погоды и климата. В частности, было отмечено, что в периоды максимума солнечной активности происходит усиленный обмен воздушными массами между тропическими и полярными районами нашей планеты. Теплый воздух проникает далеко на север, холодный – на юг. Погода становится неустойчивой, а атмосферные явления приобретают иногда бурный характер.

Длительное сопоставление специальных карт солнечной активности, которые регулярно составляются горной астрономической станцией под Кисловодском, с метеорологическими данными показало, что вскоре после прохождения активных областей через центр солнечного диска в земной атмосфере нередко возникают сильные возмущения, ведущие к образованию циклонов и антициклонов и резким изменением погоды. Есть также основания предполагать, что активные явления на Солнце в какой-то мере влияют и на такие геофизические процессы, как извержения вулканов, землетрясения, колебания уровней морей и океанов, и даже на скорость суточного вращения нашей планеты.

Однако физический механизм, связывающий колебания солнечной активности и процессы, протекающие в атмосфере Земли и ее недрах, пока остается неясным. В этом направлении ведутся исследования.

2.1. Солнце спокойное и активное

Как уже говорилось, вещество Солнца вечно находится в движении - то упорядоченном, то хаотическом. Его атмосфера, столь неоднородная во многих отношениях, то и дело испытывает в разных местах весьма различные изменения температуры, плотности, давления, напряженности магнитного поля. На первый взгляд (особенно, если рассматривать маленькие области солнечной атмосферы, поперечником в несколько ) сотен километров) эти изменения выглядят неупорядоченными и в них совершенно невозможно разобраться. Казалось бы, все эго не имеет никакого отношения к солнечной активности. Действительно, явления, о которых идет речь, очень разнообразны, хотя бы потому, что они происходят в разных областях атмосферы (Солнца, обладающих различными физическими условиями. Тем не менее, они тесно связаны друг с другом, видимо потому, что вызывает их какая-то общая причина.

Но где лежит граница между солнечной активностыо и тем, что исследователи Солнца привыкли называют спокойным Солнцем? И является ли эта граница стабильной?

Обычно солнечной активностью называют целый комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца, которые охватывают сравнительно большие области, поперечником не менее нескольких тысяч километров, и отличаются весьма значительными изменениями со временем физических характеристик соответствующих слоев солнечной атмосферы.

Пока ученые интересовались средними характеристиками того или иного слоя солнечной атмосферы и старались избегать тех областей, в которых эти характеристики резко выделялись, именно эти области и рассматривались как проявления солнечной активности. Но пришло время, когда исследователи Солнца заинтересовались детальным строением не только активных образований, но и «спокойных» областей Солнца. Тогда некоторые ученые стали склоняться к мнению, что никакой резкой границы между активными и спокойными областями нашего дневного светила вообще нет. Все Солнце бурлит, изменяется. И стоит ли вводить какое-то условное разделение, если дело только в масштабе происходящих явлений?

Спокойное Солнце отличается не только масштабами явлений, по также их хаотичностью, а солнечная активность — упорядоченностью. В принципе можно согласиться с тем, что граница между «спокойным» и «активным» Солнцем весьма условна. Дальнейшие исследования помогут уточнить эту границу. Сейчас же у нас пока нет оснований отступать от класического определения солнечной активности. Единственно, в чем мы сделаем отступление, это в том, что не будем игнорировать микроструктуру активных образований на Солнце, поскольку понимание ее природы значительно способствует раскрытию сущности этих явлений.

2.2. Солнечные пятна

Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темные пятна, аки гвозди». Они боялись этих пятен, считали их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII века Галилей впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX столетия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.

Больше ста лет посвятили исследователи Солнца изучению солнечных пятен. Но мы нисколько не погрешим против истины, если возьмемся утверждать, что и теперь среди явлений солнечной активности трудно найти более сложное и во многих отношениях непонятное образование, чем солнечное пятно. Перечень достаточно уверенных заключений о его природе невелик. Мы и начнем с этих, так сказать, азбучных истин.

Солнечные пятна представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца. Температура их па 1500—2000° ниже температуры окружающей среды. Поэтому по контрасту они кажутся нам темными. Пятна имеют тарелкообразную форму с «дном» на глубине 700—1000 км.

В начале нынешнего столетия было обнаружено, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана, такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях. Таким образом, в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечных пятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500 Гс, а в большинстве случаев составляет 2000—3000 Гс. Иногда она достигает даже 5000 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысяч километров.

Солнечные пятна (рис.1) имеют довольно сложное строение. Самая темная внутреняя их часть называется тенью или ядром. Она в большинстве случаев окружена более светлой волокнистой структурой, которая называется полутенью. Наличие полутени служит признаком устойчивости пятна, как бы большей его «живучести». Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют немногим более одних суток и в течение часов остаются неизменными. Размеры их колеблются от 1000 до 3500 км... Такие пятна называют норами. Рассмотрим основные особенности правильных пятен, т. е. пятен без заметных отклонений от круглой формы.

Тень пятна в среднем занимает 0,17 его общей площади и составляй всего 5—15% яркости фотосферы в видимом свете. Раньше многие исследователи Солнца считали, что "чем больше размер пятна, тем темнее его тень.

Сейчас это утверждение представляется весьма сомнительным. В течение долгого времени было общепринято, что, в отличие от полутени, вся площадь тени пятна является однородно темной. Однако наблюдения из стратосферы показали, что она обладает большой неоднородностью и активностью.

В тени пятен, как правило, наблюдаются очень маленькие яркие точки диаметром 100—150 км. Они существуют иногда до трех часов и значительно горячее стального вещества ядра. В тени среднего по размеру пятна одновременно появляется примерно 20 ярких точек. Они свидетельствуют о неоднородности магнитного поля ядра пятна. Дальними «родственниками» ярких точек, по-видимому, можно считать вспышки в тени. Это быстро изменяющиеся яркие неоднородности, которые лучше всего заметны в фиолетовых линиях ионизованного кальция Н и К и отчасти в красной линии водорода На. Вспышки в тени длятся примерно 50 с, повторяются каждые 100—200 с, передвигаясь по Направлению к полутени со скоростью около 40 км/с. Диаметр их составляет примерно 200 км, а напряженность магнитного поля - 2000 Гс. Следует отметить, что пока неизвестно, связаны ли эти вспышки с яркими точками тени. Скорее всего, они порождены волновыми процессами, образующимися в более низких слоях яра пятна. В тени многих солнечных пятен, хотя и не всех, отмечались колебания скорости по лучу зрения с периодом около 165 с и амплитудой 0,2. Кроме того, там наблюдались колебания магнитного поля.

Еще более сложна структура полутени пятен. Как показало изучение снимков с высоким разрешением, в частности, полученных из стратосферы, она состоит не просто из светлых и темных волокон, как считалось совсем недавно. Примерно 43% площади полутени занимают яркие зерна вытянутой формы длинно 1500 км и шириной 100—350 км, которые медленно движутся по направлению к тени пятна со скоростью до 0,5 км/с. Скопление их на границе тень — полутень создает так называемое внутреннее светлое кольцо Секки. В темных областях полутени, наоборот, происходит быстрое вытекание вещества из пятна со скоростью примерно 6 км/с. В полутени пятен правильнои (т. е. круглой) формы наблюдаются бегущие волны, которые возникают внутри тени непосредственно вблизи ее границы и распространяются наружу со скоростью около 20 км/ч. В красной линии водорода видны вспышки в полутени, амплитуда скорости которых равна 1 км/с, а период — 210—270с.

В полутени пятна магнитное поле гораздо слабее, чем в тени. Видимые в ней образования говорят о направлении не только движений вещества, но и о направлении силовых линий магнитного поля. Имеются веские доводы в пользу того, что ядро пятна является более глубинным образованием, а полутень относится к поверхностным слоям вблизи фотосферы Солнца.

Наконец, вокруг полутени наблюдается яркое или светлое кольцо. Яркость его превышает яркость окружающей фотосферы примерно на 3—4%. Это кольцо в течение почти тридцати лет было предметом ожесточенных споров, причем речь шла даже не о его свойствах, а о реальности самого его существования.

Под давлением авторитета некоторых видных исследователей Солнца светлые кольца были надолго, как бы забыты. И только в последние 10—15 лет они вызвали к себе большой интерес. Теперь уже никто не сомневается в том, что они реально существуют. Но как следует из наблюдений с высоким разрешением, их нельзя, считать кольцами в буквальном смысле этого слова. Они представляют собой скопление маленьких ярких элементов, вынесенных на границу полутени, и обладают довольно неправильной формой. Причиной возникновения светлых внешних колец, по-видимому, служит избыток энергии, который переносится к поверхности веществом, отброшенным от области сильного магнитного в центральной части пятна.

Магнитное поле пятен имеет весьма сложную структуру. В какой-то степени оно напоминает веер. В ядре пятна его силовые линии практически перпендикулярны к видимой поверхности Солнца, тогда как на внешней границе полутени почти параллельны ей. В пятнах любой формы, и сложности, в том числе в правильных, наблюдаются движущиеся магнитные образования поперечником менее 1500 км. У растущих пятен такие образования чаще всего смещаются внутрь пятна (даже его тени) или поры со скоростью 0,25—1,0 км/с. Все также элементы имеют ту же полярность, что и само пятно. У распадающихся пятен обычно отмечаются движения магнитных образований наружу. Лучше всего они заметны в виде ярких точек, которые движутся. Радиально от пятна к магнитной сетке со скоростью до 2 км/с (по наблюдениям в фиолетовом крыле линии ионизованного кальция К и в линии циана). Особенно часто их наблюдают в распадающихся пятнах, окруженных областью, которая лишена устойчивого магнитного поля и простирается на 10-20 тыс. км от края пятна,— гак называемым рвом. Отдельные элементы выходящего магнитного потока могут иметь любую полярность, но чаще характерную для пятна, из которого они выходят.

Спектральные наблюдения вблизи солнечных пятен (а иногда и далеко от них) позволяют обнаружить небольшие области поперечником примерно 1000 км, обладающие магнитным полем напряженностью 1400-2000 Гс, которые называются магнитными узлами, Обычно их полярность противоположна полярности «ближайших пятен. Они существуют в среднем около часа. Полагают, что именно через магнитные узлы магнитное поле солнечных пятен возвращается в фотосферу.

Как уже отмечалось, движение вещества в тени пятна сильно затруднено существующим в нем сильным вертикальным магнитным полем. Что же касается полутени, в которой магнитное поле почти горизонтальное, то в ней на уровне фотосферы движение направлено от центра пятна, тогда как в самых верхних ее садах,— наоборот, как бы внутрь пятна.

Правильные пятна встречаются довольно редко. Чаще всего форма пятна бывает далека от «совершенства». К тому же пятна «предпочитают» появляться группами. Далеко не всегда им удается «обзавестись» полутенью. Таких пятен, или пор, о которых уже говорилось в этом разделе, подавляющее большинство; они существуют от нескольких часов до нескольких суток. Если же группа пятен большая и сложная, то она состоит, по крайней мере, из двух больших пятен, множества мелких пятен и пор между ними. Основными пятнами группы являются ведущее и хвостовое. Первое из них расположено к западной части группы, т. е. в ее «голове», второе находится сзади, или в «хвосте». Обычно они имеют весьма замысловатый вид. Ведущее пятно чаще всего бывает многоядерным, т. е полутень его окаймляет два или более ядер. Нередко эти ядра даже не совсем отделены друг от друга. Особенно рыхлым выглядит хвостовое пятно. Бывает, что оно чуть ли не с момента появления распадается на множество мелких пятен и нор, В некоторый самых сложных группах имеется несколько основный пятен. Ведущее и хвостовое пятна группы, как правило, обладают магнитными полями противоположной полярности. Даже в тех случаях, когда группа состоит из одного пятна, имеется и вторая ее часть, которая не видна. Практически она всегда сопутствует таким группам в форме магнитных узлов, о которых мы уже говорили.

Группы солнечных пятен появляются не по всему диску Солнца, а только в так называемых «королевских зонах», расположенных на расстоянии примерно до 40°по обе стороны от солнечного экватора. В некоторых случаях их наблюдали даже до широты ±52°, но это были крайне неустойчивые мелкие пятна и поры. Вблизи самого экватора, до широты ±5°, пятна также встречаются очень редко.

Характерно, что группы пятен практически всегда вытянуты приблизительно вдоль солнечных параллелей. Однако ведущее пятно обычно расположено ближе к экватору, чем хвостовое. Этот наклон оси групп к параллели в среднем увеличивается по мере удаления от экватора Солнца. Особенно велик он бывает у мелких короткоживущих групп пятен и пор, сопутствующих большим сложным группам.

Площадь основных пятен группы и ее суммарная площадь возрастают с момента ее появления в течение нескольких дней. Этот рост происходит по-разному у разных групп в зависимости от их структуры, размеров и других характеристик. В это же время увеличивается и напряженность магнитного поля. С развитием группы основные ее пятна постепенно удаляются друг от друга, т. е. общий размер группы возрастает. После того как группа достигает максимального развития, площадь ее убывает довольно быстро, что нередко приводит к скорому ее разрушению. При этом в сравнительно сложных группах, которые называют биполярными, хвостовое пятно, промежуточные пятна и поры обычно исчезают, и сохраняется только ведущее пятно. Постепенно оно приобретает все более правильную форму, становясь более устойчивым. После исчезновения устойчивой области убывание площади групп постепенно замедляется. Как только размер пятна достигает критической величины—примерно 30 — 40 тыс. км в поперечнике — оно быстро разрушается. Весьма вероятно, что убывание площади пятен происходит не постепенно, а скачками. В зависимости от размеров этой площади, напряженности магнитного поля, а также расположения на диске Солнца группа пятен существует от нескольких часов до нескольких месяцев. В значительной степени продолжительность ее существования зависит от характера стадии разрушения. В это время напряженность магнитного поля пятен постепенно убывает, тогда, как размеры групп в большинстве случаев не уменьшаются, а иногда даже продолжают возрастать.

2.3. Фaкeльныe плoщaдки

Группы солнечных пятeн вблизи кpaя видимoгo диcкa Coлнцa вceгдa нaблюдaютcя нa уpoвнe фoтocфepы в окpужeнии cвeтлых вoлoкниcтых oбpaзoвaний. Это фoтocфepныe фaкeлы, кoтopыe были извecтны и peгуляpнo нaблюдaлиcь c cepeдины пpoшлoгo cтoлeтия. B фoтocфepных нapужных cлoях oни гopячeе, чем oкpужaющaя их cpeдa. Bид их веcьмa paзнooбразен. Caмыe яpкиe из фoтocфepных фaкeлoв oбычнo выглядят кaк бoлee кoмпaктныe oбpaзoвaния, в кoтopых cветлые вoлoкoнцa тecнo пpилeгaют дpуг к дpугу. Meнeе контрастные отличaютcя и бoльшeй pыхлocтью. Boлoконца в них pacпoлaгaютcя нa знaчитeльных paccтoяниях дpуг oт дpугa. Пopoй их дaжe тpуднo oтличить oт окpужaющeй фoтocфepы. Taкиe фaкелы чaщe вceгo наблюдaютcя бeз coлнечных пятeн. Фoтoфaкeлы пpaктичecки нe видны, пocкoльку в этих мecтaх излучeниe выхoдит из бoлee глубoких cлoeв, в котopых излучeниe фaкeлa и фoтocфepы пpaктичecки oдинaкoвo. Ecли бы нe этo oбcтoятeльcтвo, тo фoтocфepныe фaкeлы мoжнo былo бы нaблюдaть нa всем coлнeчнoм диcкe, a нe тoлькo в тeчeниe 3-4 днeй вблизи eгo вocтoчнoгo и зaпaднoгo кpaeв. Bблизи coлнeчнoгo лимбa oтчeтливo paзличaютcя фaкeльныe гpaнулы диaмeтpoм 750-1500 км. Пo-видимoму, oни пpeдcтaвляют coбoй cкoплeния нepaзpeшeнных яpких тoчeк фaкeлoв, кoтopыe хopoшo видны пpи нaблюдeнии в кpыльях линии иoнизoвaннoгo кaльция K в фaкeлaх без coлнeчных пятeн. Фoтocфepныe фaкeлы являютcя oблacтями уcилeннoгo мaгнитнoгo пoля и движeния. Пpaвдa, их мaгнитнoe пoлe имeeт нaпpяжeннocть в дecятки paз мeньшую, чeм пoлe coлнeчных пятeн. Ho зaтo oнo в нecкoлькo paз пpeвocхoдит нaпpяжeннocть мaгнитнoro пoля в oкpужaющeй нeвoзмущeннoй фoтocфepe.

Фoтocфepныe фaкeлы cлужaт кaк бы нижним этaжoм фaкeльных плoщaдoк, кoтopыe пpoнизывaют фoтocфepу и хpoмocфepу. B хpoмocфepe oни нaблюдaютcя в кpacной линии вoдopoдa H , фиoлeтoвых линиях иoнизoвaннoro кaльция H и K, a тaкжe в линиях иoнизoвaннoгo гeлия и дpугих химичecких элeмeнтoв в ультpaфиoлeтoвoй oблacти cпeктpa. Ocoбeннo хopoшo oни зaметны в линиях H , H и K. Bид фaкeльных плoщaдoк в этих линиях нaпoминae