Пятна и факелы

Наиболее заметные детали на диске Солнца - солнечные пятна. Это более холодные участки солнечной поверхности, обладающие сильными магнитными полями. Пятна, в отличие от гранул, покрывающих всю поверхность Солнца, появляются только в определенных зонах от 5 до 40 градусов дуги по обе стороны солнечного экватора. Эти зоны иногда называют "королевскими зонами". Средняя широта образования пятен уменьшается в течение цикла солнечной активности таким образом, что в конце цикла пятна оказываются вблизи экватора. Когда в 1922 г. Маундер впервые изобразил эту зависимость "графически, он с удивлением заметил, что множество точек на координатной плоскости (гелиографическая широта - годы солнечного цикла) образовали фигуры, удивительно напоминающие бабочек. Гелиофизики стали называть эти фигуры "диаграммой бабочек" или "бабочками Маундера".

Некоторые большие пятна можно видеть невооруженным глазом через закопченное стекло. Известны сведения о наблюдениях пятен более 2000 лет тому назад из китайских летописей, хроник древнего Рима. Русские летописцы в XIV веке также отмечали появление пятен на Солнце. Первые научные исследования пятен начались с созданием первых телескопов в начале XVII века. Именно из наблюдений пятен было установлено вращение Солнца и определена его скорость. Этим занимался, в частности, Галилей. И в настоящее время гелиофизики широко используют пятна для изучения вращения Солнца.

Пятно обычно появляется на диске в виде маленькой (около 1000 км) темной поры размером в 2-4". Чаще пятна зарождаются на солнечной поверхности группами. Мелкие пятна обычно живут несколько суток, развитые - 10-20 суток, самые большие - до 100 суток. Обычно пятно состоит из темного центрального ядра - тени со средним размером около 20 тыс. км с яркостью 20-30% от яркости окружающего фотосферного фона и более светлой полутени, окружающей тень. Диаметр полутени по внешнему периметру порядка 37 тыс. км, яркость - 75-80% относительно фона. Рядовое пятно занимает площадь около 350*10^-6от видимой полусферы Солнца. Размеры гигантских пятен могут достигать в длину 150 тыс. км, а в ширину - 100 тыс. км. Общая площадь самой большой из наблюдавшихся групп пятен равнялась - 2*10¹¹ км², что составляло 6*10^-4долей полусферы Солнца, т. е. в 400 раз больше поверхности Земли.

Солнечные пятна кажутся темными лишь по контрасту с более яркой фотосферой. Тень пятна имеет сложную двухкомпонентную структуру, образованную относительно холодной средой с. вкраплениями более горячих элементов. Температура холодной составляющей примерно 4000 К, горячей, занимающей площадь 5-10% общей площади тени, - 5400 К. Самые темные участки имеют еще более низкую температуру - 3500 К.

В последние годы в тени солнечных пятен обнаружена неоднородность и довольно значительная активность, что проявляется в существовании тонкой структуры, отдельных ядер, более светлых образований размером до 300 км, точек, вспышек, движений. В полутени также наблюдаются светлые волокна, яркие "зерна", волны.

Из систематических многолетних наблюдений пятен астрономы сделали вывод, что в появлении пятен на солнечной поверхности существует определенная закономерность. Их число колеблется в течение 11-летнего цикла солнечной активности. За один цикл солнечной активности на Солнце появляется около 3 тыс. групп пятен.

Солнечные пятна имеют сильные магнитные поля напряженностью 2-5 тыс. э. "Чернота" пятен, т. е. уменьшение потока энергии, обусловлена, как считают в настоящее время гелиофизики, остановкой магнитным полем конвективных движений вещества фотосферы.

В начале века по доплеровскому сдвигу спектральных линий было установлено, что на уровне фотосферы имеет место истечение газа из пятна со скоростью около 2 км/сек. Впоследствии было обнаружено, что такое движение существует до высот 500-1 тыс. км над поверхностью Солнца, а затем с высоты 2 тыс. км в хромосфере наблюдается закрученное втекание газового вещества в пятно.

Однако до настоящего времени астрономам не удалось создать приемлемой теории происхождения и физического строения пятен, полностью соответствующей данным многочисленных наблюдений.

Пятна окружены более яркими факелами и факельными полями. Это долгоживущие образования, наблюдаемые либо в белом свете (ближе к краю Солнца), либо в лучах водорода и кальция. Факелы живут дольше, чем пятна, и обычно превосходят пятно по площади в 4-5 раз. Они ярче окружающей невозмущенной фотосферы в среднем на 10%, иногда на 40-45%, в редких случаях на 150 %." Температура верхних слоев факела примерно на 300° К выше, чем фотосферы. Структура факелов и факельных площадок имеет гранулярный характер, причем гранулы размерами около 1 тыс. км имеют тенденцию соединяться в цепочки длиной до 50 тыс. км.