Солнечная активность

Подавляющее большинство активных областей располагается в «королёвских зонах». Однако в те годы, когда уровень солнечной активности особенно высок, они порой появляются и на широтах выше 40°. Такие высокоширотные области сравнительно менее устойчивы. На перзый взгляд может показаться, что только этим они и отличаются от своих «сестер» из «королевских зон». Но, оказывается, у них имеется еще одно принципиальное отличие. Если скорость вращения обычных активных областей, располагающихся на сравнительно низких широтах, в общем больше, чем скорость вращения фотосферы Солнца, то высокоширотные области вращаются с той же скоростью, что и фотосфера. Отсюда можно прийти к заключению, что высокоширотные активные области располагаются ближе к видимой поверхности Солнца, чем области «королевских зон».
Хотя устойчивость активных областей в основном определяется их внутренними свойствами, в особенности строением их магнитного поля и связанной с ним вспышечнои активностью, немаловажную роль играет их взаимодействие с окружающей солнечной плазмой. Мы могли в этом убедиться уже из сравнения устойчивости высокоширотных и низкоширотных областей. Но еще очевиднее такой вывод следует из сравнения долготного распределения короткоживущих и долгоживущих активных областей. Если у первых оно является практически однородным, то вторые чаще всего располагаются в «излюбленных» долготных интервалах — активных долготах, о которых подробно будет говориться в главе 5. А пока любопытно заметить, что в тех же активных долготах возникает большинство протонных вспышек и рекуррентных (т. е. повторяющихся) групп пятен. Таким образом, устойчивость наиболее развитых активных областей в немалой степени определяется местом солнечной атмосферы, в котором они возникли.