Полярные сияния

Мизун Юрий Гаврилович

R = k(10g + f),

где g — число возмущенных областей (в которое входит число групп пятен, а также отдельные изолированные пятна), f — общее число пятен независимо от того, находятся ли они в группах или нет. Постоянная k определяется инструментом наблюдения. Применительно к цюрихскому телескопу с отверстием 8 см и увеличением 64 величина k = l. Эта методика принята в Цюрихской обсерватории, в которую поступают и данные многих обсерваторий мира.

Методика

расчета, принятая на Гринвичской обсерватории, основана на измерении полной площади солнечных пятен по фотографиям. Сопоставление обеих характеристик показывает, что они изменяются со временем достаточно синхронно. На основании анализа солнечных данных начиная с 1749 г. было показано, что средний период между двумя последовательными максимумами солнечной активности составляет 11,1 года. При этом отдельные периоды имели продолжительность 7, а некоторые 17 лет. Максимумы солнечной активности также отличаются один от другого. Так, в максимумы 1870 и 1974 гг. солнечных пятен было в три раза больше, чем в 1816 г. — в период самого низкого максимума. В 1957—1958 гг. максимум солнечной активности был еще больше (рис. 1).

Рис. 1. Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен с 1750 г.

Рис. 2. Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен R и приближенных средних широт солнечных пятен (закон Шперера) за 1933—1953 гг.

Буквами в кружках обозначены полярности биполярных солнечных пятен (закон полярности солнечных пятен)

Представляет научный и практический интерес распределение солнечных пятен по широте. Установлено, что с изменением числа солнечных пятен в течение 11-летнего цикла солнечной активности постепенно изменяется и средняя широта, на которой появляются пятна (рис. 2). Видно, что в начале каждого цикла, когда число появляющихся пятен растет от минимума к максимуму, новые солнечные пятна расположены в поясе широт ±30°. Затем они возникают все ближе к солнечному экватору и в период максимума их средняя широта составляет ±16°, а при следующем максимуме даже ±8°. Вблизи минимума солнечной активности пятна старого и нового циклов наблюдаются одновременно: первого — на низких широтах, второго — в высоких. Это закон Шперера.

Долгоживущие пятна могут наблюдаться несколько раз, т. е. в течение нескольких периодов вращения Солнца. Пятно вблизи экватора возвращается к своей исходной точке в среднем через 25,0 дня, а на широте ±30° — через 26,2 дня. Это сидерический (истинный) период вращения. Но поскольку Земля должна «догонять» Солнце (Солнце вращается в том же направлении, в каком Земля обращается вокруг него), то для наблюдателя, находящегося на Земле, это время удлиняется. Оно равно 26,9 дня, если пятно находится на солнечном экваторе, и 28,3 дня — на широте ±30°. Это синодические периоды вращения. Период вращения изменяется с широтой по той причине, что Солнце — газообразное тело.

Как правило, группа солнечных пятен окружена факельными полями. В этих областях фотосфера несколько ярче, чем в остальных местах, видных в белом свете. Факелы состоят из ярких полосок, прожилок и неправильных лоскутков. В таких факельных полях появляются и активные протуберанцы, которые связаны с солнечными пятнами, а также вспышки и возбуждаемые области в короне. Факелы возникают незадолго до образования солнечного пятна и продолжают существовать и после исчезновения пятна. Время их жизни в три раза больше времени жизни пятна. Считается, что факелы — это те области, где турбулентность и конвекция поднимают нагретые газы более глубоких уровней вверх.

На шпротах выше ±40° солнечные пятна встречаются исключительно редко. Однако

факелы наблюдаются даже на широтах 60—80°. Правда эти факелы несколько иного вида. Они малы, имеют вид ярких крапинок диаметром 5000—10 000 км, время их жизни непродолжительно. Эти факелы (полярные) чаще всего встречаются в периоды, близкие к минимуму солнечной активности.

Важной характеристикой солнечного пятна является его магнитное поле. Его наличие было подтверждено путем измерения эффекта Зеемана, по которому одиночные спектральные линии многих элементов расщепляются на две или более линии, когда излучаются в магнитном поле. Измерение эффекта Зеемана позволяет по расстоянию между компонентами определить величину напряженности поля. Кроме того, изменение магнитного поля на обратное меняет поляризацию излучаемой волны. Поэтому с помощью спектрографа можно различать северную и южную полярность магнитного поля. Величина магнитного поля в большом солнечном пятне составляет около 3000 Гс.

Для большинства больших солнечных пятен характерно биполярное магнитное поле, т. е. когда одно пятно пары имеет северную полярность, а другое — южную. Как правило, головное пятно в северном полушарии Солнца южной полярности, а хвостовое — северной. В южном полушарии — наоборот. В следующем солнечном цикле все обращается. Поэтому если требовать от всех основных параметров повторения из цикла в цикл, то следовало бы принять цикл равным не 11 лет, а 22 года; повторение направления магнитного поля солнечных пятен происходит только через 22 года.

Эффективная температура солнечного пятна составляет около 4500 К, тогда как соседняя фотосфера имеет 6000 К. Таким образом, в области солнечного пятна работает какой-то физический механизм, способный поддерживать на большой площади такой перепад температуры (более чем на 1000 К).

Глубина солнечного пятна порядка 10 000 км. В центре пятна конвективные потоки гораздо сильнее, поэтому газы растекаются радиально через вершину «кратера» солнечного пятна. Скорость этого растекания составляет порядка 2 км/с. Непосредственным следствием этого эффекта является охлаждение пятна. Вещество, поднимаемое вверх против силы тяготения, увеличивает свою потенциальную энергию, и этот прирост берется из запаса тепловой энергии.

Солнечные вспышки. В центрах активности время от времени происходят солнечные бури, когда за относительно короткое время преобразуется большое количество энергии. Во время солнечной бури наблюдается внезапное увеличение яркости излучения в линии Н, которое называется солнечной вспышкой. При солнечной вспышке часть солнечной атмосферы площадью 25 млрд. км² (площадь большого солнечного пятна) в десятки раз увеличивает свою яркость в свете водородной линии. Максимум свечения вспышки достигается через 5—10 мин после ее возникновения. Вспышки всегда образуются в областях ярких водородных флоккулов, которые связаны с солнечными пятнами. На удалениях больше 10⁵ км от солнечного пятна вспышки наблюдаются редко.

Излучение вспышки происходит главным образом в отдельных спектральных линиях. Это — линии водорода Н (6563 A), Н (4861 A) и другие линии серии Бальмера.

С линией Н сравнимы по интенсивности линии Н⁺ (3968 A) и К⁺ (3934 A) однажды ионизованного кальция. Имеются также линии нейтрального гелия, ионизованного железа и ряда атомов других металлов, которые обнаружены в хромосфере. Но интенсивности этих излучений меньше.

Наблюдаются также интенсивные рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучение. В некоторых случаях увеличивается и яркость белого света над всей областью вспышки. До больших высот в корону выбрасываются облака плазмы, часть которых распространяется даже за пределы земной орбиты.