Солнечная активность

Увеличение разрешающей способности солнечного магнитографа, позволяющее выделять детали размером 8 тыс. км и меньше, дало возможность получить некоторые новые сведения о строении биполярных и униполярных магнитных областей. Самое интересное и важное из них состоит в том, что новый магнитный поток обычно появляется внутри старой области, и притом не постепенно, а внезапно. Как биполярные, так и униполярные области отличаются очень сложным, запутанным строением, когда весьма затруднительно четко разграничить области противоположной полярности, т. е. в сущности они являются мультиполярными. Как уже говорилось, магнитные детали одной полярности, как правило, склонны к сближению и соединению. Наоборот, детали противоположной магнитной полярности обычно избегают друг друга. Иногда наблюдается даже «выталкивание» площадки одной полярности, когда она окружена областью другой полярности. Наконец, наблюдения с высоким разрешением привели к наблюдениям так называемых эфемерных областей. Зто биполярные магнитные области небольшого размера (меньше 100 м. д. п.) с продолжительностью жизни около одних суток. Они видны также в свете линий ионизованного кальция Н и К. Эти магнитные образования появляются на самых различных широтах и долготах Солнца. За день может возникнуть до 100 эфемерных областей. Они, по-видимому, связаны с яркими корональными точками.

Полярность магнитных полей Солнца, и сильных и слабых, в северном и южном полушариях, как правило, противоположная не только в экваториальных, но и в полярных областях. Она изменяется в противофазе вблизи экватора и у полюсов Солнца. Более подробно с особенностями этого изменения мы познакомимся позднее. А пока важно обратить внимание на то, что примерно с периода максимума солнечной активности и до ее минимума полярность магнитного поля (если судить по ведущей части биполярных магнитных областей и групп солнечных пятен) одинакова по всему полушарию Солнца, тогда как после минимума солнечной активности и до ее следующего максимума она противоположна вблизи экватора и у полюсов.

Долгое время среди исследователей нашего дневного светила была широко распространена точка зрения» что униполярные магнитные области представляют собой лишь «постаревшие», потерявшие свою былую силу биполярные. В этом убеждали и взаимное расположение на видимом солнечном диске и полярность этих областей. Однако сейчас многие считают, что эти два вида областей являются если не всегда, то по крайней мере во многих случаях вполне самостоятельными структурами магнитного поля Солнца. Немаловажным доводом в пользу этого утверждения служит то обстоятельство, что если биполярные магнитные области наиболее многочисленны в годы общего роста солнечной активности, то униполярные — в годы ее спада.

Униполярные магнитные области, помимо того, что они располагаются ближе к полюсам Солнца, чем биполярные, находятся к востоку от них. Более того, их полярность совпадает с полярностью хвостовой части биполярных областей соответствующего полушария Солнца. К западу от них и ближе к экватору обнаруживаются так называемые тени (или духи) униполярных магнитных областей. Не случайно они получили такое странное название. Ведь напряженность их магнитного поля находится почти на пороге «видимости» солнечного магнитографа. Полярность этих теней совпадает с полярностью ведущей части биполярных магнитных областей соответствующего полушария Солнца. Биполярные и униполярные магнитные области постепенно расширяются вдоль оси к западу и востоку со средней скоростью 100—200 м/с, причем к западу значительно быстрее. В этом отношении они очень напоминают группы солнечных пятен. Такой характер расширения магнитных областей подчеркивает их связь с дифференциальным вращением Солнца.

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.

Спорадические корональные конденсации гораздо плотнее постоянных и имеют температуру выше 3 млн. градусов. Они связаны с солнечными вспышками и существуют не более нескольких часов. Спорадические конденсации состоят обычно из системы ярких корональных петель. В них усилено свечение желтой и зеленой корональных линий, а также рентгеновских лучей. Эти петли совпадают с петельными протуберанцами, наблюдаемыми в красной водородной линии На.
При описании корональных конденсаций было бы несправедливо не сказать хотя бы несколько слов о других корональных явлениях, родственных им или хотя бы в какой-то степени связанных с ними. Это прежде всего так называемые корональные транзиен-ты, которые представляют собой довольно широкий класс сравнительно кратковременных изменений в короне, таких, как внезапное усиление яркости и затухание различных структур, расширяющиеся арки, движущиеся облака и т. п. Многие из них связаны со вспышками и эруптивными протуберанцами. Подобные явления наблюдаются в свете корональных линий, в рентгеновском излучении и в белом свете во время полных солнечных затмений или с космических аппаратов посредством специального инструмента — коронографа с внешним затмением. Помимо петель и арок, в свете корональных линий видны такие быстрые события, как колебания структур, распад арок, восстановление арочных систем, ускоренное расширение арок. В белом свете регистрируют образование корональных лучей и их расширение, перемещение структур и расширение арок во внутренней короне. Наблюдения с помощью коронографов с внешним затмением позволили обнаружить раздробление лучей и арок и движущиеся наружу со скоростью около 1000 км/с облака плазмы во внешней короне. В рентгеновских лучах замечены яркие коро-нальные точки, имеющие размеры 7—21 тыс. км и среднюю продолжительность существования около 8 часов. По-видимому, такие точки неравномерно распределены по солнечному диску и связаны с маленькими биполярными магнитными областями.

Постоянные корональные конденсации характеризуются в среднем плотностью, превышающей плотность окружающей среды не более чем в 10 раз, температурой 1,5—2,5 млн. градусов н умеренным усилением излучения. Они существуют по крайней мере несколько суток. В свете зеленой корональной линии эти образования выглядят как набор петель и арок, высота которых достигает 100 тыс. км. Размеры корональных конденсаций в значительной степени диктуются размерами связанных с ними групп солнечных пятен. В то же время, чем сильнее свечение конденсаций в зеленой корональной линии, тем выше их «жизненный тонус». В некоторых случаях они оказываются даже более «живучими», чем соответствующие пятна.

В самой внешней части атмосферы Солнца, солнечной короне, располагаются сравнительно менее изученные активные образования — корональные конденсации . Впервые об их существовании стало известно немногим более 35 лет назад, благодаря внеаатменным наблюдениям короны. Это области короны, в которых плотность по крайней мере в несколько раз выше плотности окружающей среды. Именно из-за этого свойства их и назвали корональными конденсациями. Они выделяются усиленным свечением зеленой и желтой коро-нальных линий. До недавнего времени считалось, что они совпадают с областями усиленного излучения в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра и в радиодиапазоне. Но оказалось, что последние скорее представляют собой только верхний ярус факельных площадок. До настоящего времени получено считанное количество снимков корональных конденсаций даже в зеленой и желтой корональных линиях. Поэтому все основные сведения об этих образованиях, которыми мы сейчас располагаем, «извлечены» из спектров солнечной короны.
Как правило, корональные конденсации располагаются над факельными площадками с группами солнечных пятен. Строение их очень неоднородно. В них обычно выделяют короткоживущую центральную часть, которую называют спорадической конденсацией, или корональным пузырем, и окружащую ее постоянную конденсацию.

Строение протуберанцев крайне неоднородно. Об этом, в частности, свидетельствует то обстоятельство, что в линиях различных химических элементов видны их разные части. Следовательно, физические характеристики протуберанцев претерпевают значительные изменения от одной точки к другой. Это в особенности относится к температуре, газовому давлению, движениям вещества и магнитному полю. Плотность вещества протуберанцев гораздо меньше, чем солнечных вспышек, и несколько меньше, чем невозмущенной хромосферы. В этом смысле их можно считать как бы местами разрежения плазмы в хромосфере. Трудно себе представить, каким чудом удерживались бы эти газовые облака над видимой поверхностью Солнца, если бы они не обладали магнитными полями. Хотя напряженность этих полей значительно скромнее, чем в солнечных пятнах, тем не менее она вполне сравнима с напряженностью магнитного поля факельных площадок.

Некоторые типы эруптивных протуберанцев, как и системы петельных протуберанцев, тесно связаны с солнечными вспышками, а иногда даже составляют часть процесса вспышки. Когда те и другие наблюдаются на краю видимого солнечного диска, их очень трудно отличить друг от друга. Только детальные спектральные исследования позволяют решить вопрос, что же мы наблюдали, протуберанец или вспышку. Это прежде всего протуберанцы-выбросы. Наиболее распространенными среди них являются возвратные, диффузные и вееропо-добные выбросы.
Возвратные выбросы выглядят как прямые или слегка искривленные выступы, которые вылетают из небольшого яркого холма со скоростью 100—200 км/с и достигнув высоты 200 тыс. км. возвращаются обратно по той же траектории . Это движение определенно происходит вдоль магнитных силовых линий. Возвратные выбросы наблюдаются нередко несколько раз за время существования вспышки. Многие из них начинаются на границах полутени и направлены по радиусу от пятна. Напряженность их магнитного поля равна примерно 50 Г с и убывает с высотой. Возвратные выбросы видны не только на краю диска Солнца, но и на диске, подобно спокойным волокнам. Возвратному выбросу часто предшествует диффузный выброс — быстрое расширение части вспышки. Веерообразный выброс— это существенно более энергичная разновидность возвратного выброса. Он выглядит как очень яркий расширяющийся холм, который неожиданно разрывается и выбрасывает вещество в корону и межпланетное пространство.
Особый класс составляют редко наблюдаемые быстрые выбросы, которые достигают скоростей больше 1000 км/с за несколько минут. Вероятно, они представляют собой компактную часть вспышки, которая выбрасывается без распада на «куски». Вполне возможно, что их наблюдали бы гораздо чаще, если бы не столь высокая их скорость и не столь короткое время жизни.