Солнечная активность

Все явления солнечной активности как бы цементируются солнечными магнитными полями, которые существуют во всех слоях атмосферы Солнца. О них в самых общих чертах мы уже говорили в гл. 1. Естественно, что их напряженность и строение в фотосфере, хромосфере и короне весьма различны. Но сейчас еще рано вникать в эти детали, поскольку данные, полученные к настоящему времени для хромосферы и короны, настолько противоречивы, что вряд ли могут способствовать созданию цельной картины строения и развития магнитных полей на Солнце. Наиболее полно изучены фотосферные магнитные поля. Поэтому мы и ограничимся описанием их особенностей, связанных непосредственно с солнечной активностью.
Как уже отмечалось, основными структурами фото-сферного магнитного поля в «королевских зонах» Солнца и даже несколько дальше от экватора являются биполярные и униполярные магнитные области. Биполярные магнитные области, как правило, совпадают с факельными площадками и охватывают участки до 100 тыс. м. д. п. Их полярности обычно соответствуют полярностям магнитного поля пятен групп, расположенных внутри этих факельных площадок. Напряженность поля биполярных магнитных областей изменяется, хотя и слабо, со временем в зависимости от их «возраста» и от уровня солнечной активности.