Солнечная активность

Мы уже знаем, что слабые магнитные поля одной полярности имеют обыкновение группироваться. Наиболее простой формой такой группировки служат сечения, которые обычно охватывают одну или несколько активных областей. Их легко обнаружить, если синоптическую карту слабых полей за солнечный оборот разрезать вблизи экватора на полоски между широтами ±20° и ±20—40°. В эпоху максимума число таких сечений на низких широтах достигает 15, к минимуму 11-летнего цикла оно заметно уменьшается. Рассматривая временные последовательности сечений, можно заметить, что они постепенно укрупняются и затем снова уменьшаются, создавая ряды. Время существования ряда достигает 10 солнечных оборотов. Судя по наклону рядов к временной оси, можно считать, что на низких широтах (до ±20°) их период вращения равен 27 суткам, а на более высоких — 28— 29 суткам. В свою очередь, нередко, особенно на ветви спада 11-летнего цикла солнечной активности, соседние ряды противоположной полярности образуют непрерывные потоки. В потоках одна из полярностей является преобладающей. Время их существования равно 2—3 годам. Еще дольше сохраняются устойчивые сверхгигантские регулярные структуры слабых магнитных полей,охватывающие долготные интервалы до 100°. Такие структуры обычно выделяются при раздельном рассмо-трении полей северной и южной полярности. Характерной особенностью слабых магнитных полей является преобладание в них одной полярности. В 19-м и 20-м циклах преобладающей была южная (или отрицатель ная) полярность. Экватор Солнца, в отличие от областей сильного магнитного поля, не служит помехой для крупных структур слабого поля. Они свободно пересекают его в ту или другую сторону. Все это приходится учитывать при рассмотрении вопроса о долготном распределении слабых магнитных полей.
Уже из этого чисто качественного описания видно, что по крайней мере на ветви спада 11-летнего цикла в отдельных долготных интервалах имеются устойчивые структуры слабого магнитного поля, сохраняющиеся несколько лет. Для более детального изучения были построены карты распределения магнитных полей од ной полярности с помощью уже знакомого нам метода изолиний. К сожалению, возможности для исследования этих полей еще меньшие, чем для изучения долготного распределения хромосферных и корональных активных образований. И тем не менее, они позволила выяснить, пожалуй, самые животрепещущие стороны интересующего нас вопроса.

Совсем другое дело слабые магнитные поля, которые иногда не совсем правильно называют фоновыми. Эти поля, измеряемые с помощью солнечного магнитографа и поэтому усредненные по большой площади солнечной фотосферы , считают «освобожденными» от магнитного поля солнечных пятен. Тем не менее, оказывается, что именно в местах активных областей (т. е. сильного магнитного поля) они, как правило, имеют напряженность на порядок более высокую, чем вне их. Поэтому либо такое исключение все же не может считаться полным, либо слабые магнитные поля тесно взаимосвязаны с сильными. Но тогда в обоих случаях их, строго говоря, нельзя считать фоновыми.

Наше рассмотрение активных долгот было бы неполным, если бы мы специально не остановились на долготном распределении солнечных магнитных полей, составляющих основу солнечной активности. Сильные магнитные поля связаны с солнечными пятнами. Поэтому, говоря об активных долготах солнечных пятен, мы тем самым, в сущности, сказали практически все об активных долготах сильных магнитных полей. Следует только лишний раз подчеркнуть, что именно в таких долготных интервалах вращение Солнца оказывается не дифференциальным, а жестким (или почти жестким).

Не менее интересен вопрос о более кратковременных изменениях в активных долготах в пределах 1—3 лет. Мы уже говорили о колебаниях активных долгот от цикла к циклу относительно среднего их положения. Оказалось, что существуют также более кратковременные колебания их подобного рода с периодами 20—30 солнечных оборотов, которые, между прочим, не кратны 11-летнему циклу. Все попытки обнаружить какие-либо регулярные изменения уровня солнечной активности с периодом до двух с половиной лет в отдельных долготных интервалах, в частности, в активных долготах, закончились безрезультатно. При этом оказалось, что Солнце в целом ведет себя «гораздо правильнее», чем отдельные активные долготы. Зато изменение со временем уровня активности в некоторых парах активных долгот происходит практически одинаково, с отставанием (или опережением) на 18—23 солнечных оборота, а иногда и без сдвига во времени. Скорее всего, первое может быть обусловлено существованием в под-фотосферной зоне Солнца очень длинных бегущих волн, а второе — стоячими волнами. Конечно, подобного рода исследования активных долгот пока еще нельзя рассматривать иначе, как «первую пробу пера». Но и она оказалась многообещающей.

За счет чего же происходит подобное искажение циклических кривых площадей солнечных пятен? Прежде всего, оно обусловлено неодновремеиностью, или асинхронностью развития 11-летнего цикла во многих активных долготах. Наиболее отчетливым примером этой асинхронности служит долготный интервал 40 — 0° северного полушария в 18-м цикле солнечных пятен, который дал максимум суммарной площади в 1951 г., т. е. через 4 года после эпохи максимума чисел Вольфа, и тем самым задержал спад активности на циклической кривой для всего Солнца. Таких примеров можно привести много. Все они в большей или меньшей степени объясняют сильные флуктуации и вторичные максимумы 11-летних солнечных циклов. Интересно, что в долготных интервалах, которые не являются ни активными ни циклоподобными, в среднем аспнхронность циклических кривых такая же, как у активных долгот с низким циклоподобием. Но поскольку их вклад в 11-летний цикл заметно уступает вкладу последних, они не в состоянии заметно исказить ход зтого цикла.

Циклоподобные долготы по суммарной площади пятен выделяются гораздо более четко, чем по числу групп, Зато величина циклоподобия в общем существенно выше для числа групп пятен и при этом испытывает гораздо меньшие колебания от одного долготного интервала к другому. Все это очень напоминает картину, с которой мы уже сталкивались при рассмотрении особенностей солнечной цикличности для всего диска. Действительно, 11-летний цикл, как мы уже знаем, лучше всего выделяется по числу групп и значительно хуже по их суммарной площади. Вот и в данном случае Солнце дает по числу групп 11-летний цикл в чистом виде почти во всех долготных интервалах. С суммарной же площадью все обстоит гораздо сложнее. В этом случае уже далеко не все долготные интервалы «ведут» цикл.
Но зато выясняется другое любопытное обстоятельство. Оказывается, циклоподобные долготы площадей пятен, как и их активные долготы, сохраняются на протяжении двух, а иногда даже нескольких 11-летних циклов. Какова же взаимосвязь циклоподобиых и активных долгот? Служат ли активные долготы «дирижерами» 11-летнего цикла или же только искажают его развитие? Больше половины циклоподобиых долгот не совпадают с активными, причем уровень активности в них ниже среднего. Но зато циклоподобные долготы с повышенной активностью всегда были и активными. Можно провести подобное сравнение и с другой стороны. Если взять активные долготы, которые одновременно являются и циклоподобными, то оказывается, что четыре пятых из них отличаются самыми высокими значениями индекса циклоподобия, а остальные — самым скромным вкладом в 11-летний цикл по сравнению с первыми. Однако большинство активных долгот предпочитают «портить» 11-летний цикл, отличаясь самыми малыми величинами индекса циклоподобия.

Итак, мы убедились в том, что «выдача» солнечной активности не одинакова в различных долготных интервалах. Если это так, естественно возникает вопрос: как проявляется в них 11-летний цикл солнечной активности? Ведь, выделяя активные долготы, мы использовали в качестве масштаба времени чаще всего 10—11 лет. Гринвичские данные о солнечных пятнах дали возможность построить кривые изменения среднегодичного числа групп и их суммарной площади в каждом из долготных интервалов шириной 40°. Каждую такую кривую можно было сравнить с соответствующей кривой для всего северного и южного полушария. Основная цель этого исследования состояла в том, чтобы выяснить, все ли долготные интервалы, в частности, активные долготы, «ведут» 11-летний цикл или же в некоторых из них имеют место искажения типичной формы циклической кривой.
Для того чтобы судить о сходстве циклических кривых отдельного долготного интервала и всего соответствующего полушария, северного или южного, была введена специальная характеристика — индекс циклоподобия. При достаточном сходстве кривых этот индекс должен быть не меньше единицы. Однако оказалось, что от одного долготного интервала к другому величина индекса циклоподобия испытывает довольно большие колебания, а в некоторых случаях бывает даже отрицательной. Долготные интервалы, в которых величина индекса циклоподобия равна единице или превышает ее, т. е. интервалы, как бы «ведущие» 11-летний цикл, по аналогии с активными долготами были названы циклоподобными долготами.

Особо выделяются активные долготы водородных волокон, обычно очерчивающих линии раздела солнечных магнитных полей разной полярности. Как правило, они располагаются между активными долготами других образований, о которых мы только что говорили.
Все еще не нашел своего решения уже более 40 лет обсуждающийся вопрос о так называемых антиподаль-ных активных долготах. Обычно так называют активные долготы, которые отстоят друг от друга по параллели на 180° в северном и (или) южном полушариях Солнца или располагаются на одном меридиане в обоих полушариях. Первоначально считалось, что это наиболее распространенный (или даже универсальный) тип активных долгот. Дальнейшие исследования не подтвердили этих радужных надежд, хотя и не отвергли их полностью. Оказалось, что антиподальные активные долготы, разнесенные по параллели на 180°, являются скорее исключением, чем правилом. Несколько чаще, примерно в четверти случаев, они охватывают о5а полушария Солнца. И все-таки исключительный интерес к антиподальным активным долготам был далеко не безосновательным. Дело в том, что антиподальность типична для самых крупных групп солнечных пятен, которые, к сожалению, далеко не всегда расположены в активных долготах. Но зато антиподальные активные долготы отличаются особенно высокой «продуктивностью».

Рассмотрение активных долгот для образований, расположенных на разной высоте относительно видимой поверхности Солнца, привело еще к одному очень интересному заключению. Оказалось, что подавляющее большинство их совпадает с точностью до выбранного масштаба долготного интервала. Это означает, что чаще всего активные долготы как бы пронизывают всю толщу солнечной атмосферы вплоть до короны. Однако встречаются и такие активные долготы, которые свойственны только одному или некоторым из активных образований. Поэтому все активные долготы были разделены на два класса: основные, охватывающие всю атмосферу Солнца от фотосферы до короны, и вторичные, относящиеся лишь к части ее. Судя по сборной карте активных долгот суммарной площади пятен, первые являются особенно устойчивыми.

Рассмотрение сборной карты активных долгот позволяет разглядеть еще одно их свойство. Нельзя сказать, что они «стоят на якоре» вполне жестко. Они испытывают порой колебания то в одну, то в другую сторону. Но для нас самое главное, что, как следует из более детального изучения, активные долготы определенно подвержены только незначительным колебаниям, гораздо меньшим, чем ширина этих долготных интервалов. Наиболее мощные и устойчивые активные долготы пятен располагались, по крайней мере до 1976 г., в северном полушарии Солнца. Это вполне естественно, поскольку в течение последних семи 11-летних циклов активность в этом полушарии была выше, чем в южном. Величина колебаний активных долгот от цикла к циклу тем больше, чем меньше изменение уровня солнечной активности за то же время. Создается впечатление, что наиболее мощная активность связана с более глубокими слоями, которые гораздо прочнее удерживают активные долготы «на якоре».
До сих пор мы говорили только об активных долготах солнечных пятен. Но оказывается, что такие долготные интервалы могут быть выделены и для активных образований в более высоких слоях солнечной атмосферы, в частности, для кальциевых флоккулов, солнечных вспышек, локальных источников радиоизлучения, корональных конденсаций, всплесков радиоизлучения IV типа и шумовых бурь. И хотя для этих образований мы располагаем гораздо более ограниченным материалом, чем для солнечных пятен, охватывающим не более двух-трех 11-летних циклов, можно с полной уверенностью утверждать, что активные долготы являются свойством наиболее мощных активных образований. Помимо наиболее крупных групп солнечных пятен, лучше всего они выделяются для сильных (особенно протонных) вспышек, всплесков радиоизлучения IV типа и самых ярких кальциевых флоккулов. Для количественной оценки этой особенности была введена характеристика концентрации активности в активных долготах. Она отражает быстроту нарастания активности от относительно спокойных к активным долготным интервалам, усредненную по всем активным долготам рассма триваемого индекса солнечной активности. Сравнение значений этой характеристики для различных явлений окончательно убедило исследователей Солнца в том, что чем мощнее активные образования в солнечной атмосфере, тем сильнее проявляется их расчлененность по долготе.