Солнечная активность

На основе ракетных наблюдений за 1964—1974 гг. в крайнем ультрафиолетовом и рентгеновском излучениях была выведена более детальная классификация корональных дыр, базирующаяся на природе связанных с ними магнитных полей. Полярные корональные дыры, окружающие полюсы Солнца, связаны с полярными магнитными полями. Они чаще всего наблюдаются вблизи минимума солнечной активности. Затем площадь их уменьшается и к ее максимуму они вовсе исчезают. Высокоширотные корональные дыры появляются обычно, когда полярные поля очень слабы и полярные дыры отсутствуют. Низкоширотные корональные дыры обусловлены, как правило, униполярными магнитными областями и видны после максимума солнечной активности. Экваториальные корональные дыры тоже связаны с униполярными областями, но возникающими между «королевскими зонами» во время максимальной активности, и видны после максимума. Именно они служат источником высокоскоростных потоков солнечной плазмы со скоростью больше 500—600 км/с), обнаруженных в солнечном ветре. Детальное их изучение показало, что изменения экваториальных дыр, сводящиеся в основном к смещению их границ, обусловлены преимущественно окружающими их крупномасштабными структурами, в частности, открыванием и замыканием силовых линий магнитного поля, сопровождающимися изменениями интенсивности рентгеновского излучения.