Сергей Язев - Лекции о Солнце

Гелиофизики давно изучают эти проявления. Их очень много, они чрезвычайно разнообразны. Одно перечисление заняло бы немало места. Познакомимся с основными из них.

В ряду разных видов солнечной активности солнечные пятна, конечно же, стоят на первом месте. Об истории их открытия и первых исследованиях уже говорилось в предыдущих главах.

Пятна выглядят действительно адекватно своему названию. Это темные пятна на сияющей поверхности фотосферы. Они сильно различаются по размерам – от габаритов одной или нескольких гранул (1–5 тысяч километров) до гигантских образований диаметром в десятки тысяч километров (нередко существенно больше размеров Земли). Типичное крупное пятно имеет темную тень в центре, окруженную более светлой широкой каемкой – полутенью . Наблюдения с высоким разрешением позволили разглядеть в полутени радиально направленные, перемежающиеся темные и светлые волокна . Бывает, что в пределах одной протяженной полутени наблюдаются несколько отдельных темных фрагментов тени, не соединенных между собой.

Рис. 16. Солнечное пятно на фоне фотосферной грануляции

Спектральные исследования пятен позволяют сделать следующие выводы. Известно, что контраст относительно темных пятен по сравнению с яркой фотосферой объясняется пониженной температурой в пятне. Если в невозмущенной фотосфере температура приближается к 6 тысячам градусов, то пятно обычно бывает прохладнее на 1,5–2,5 тысячи градусов. Менее прогретое (по сравнению с окружающим фоном) пятно излучает меньше и поэтому кажется более темным.

Считается, что пониженная температура пятен связана с наличием в них сильных магнитных полей, которые подавляют конвекцию в пятне и препятствуют выходу энергии на поверхность. Обычно магнитное поле характеризуется параметром, который называется напряженность поля . Определить этот параметр в пятнах можно по эффекту Зеемана: расщепление линий в спектре Солнца пропорционально напряженности магнитного поля.

Нужно сказать, что измерение солнечных магнитных полей – задача очень непростая. В результат измерений вносят свой вклад множество факторов, включая свойства измерительного прибора (магнитографа). Корректный учет возможных ошибок требует значительных усилий и высокой квалификации исследователей. С учетом мировой практики за последние полвека, тем не менее, можно утверждать, что основные закономерности магнитной структуры пятен, видимо, уже изучены и известны. Самые мощные пятна обладают полями с напряженностью в несколько тысяч эрстед (напомним для сравнения, что магнитное поле Земли вблизи ее поверхности составляет примерно 0,5 эрстед). Впрочем, можно заметить, что напряженность поля, создаваемого школьным магнитом, сопоставима с полем солнечного пятна. Другое дело, что пятно, конечно, совершенно несравнимо с магнитом по общему магнитному потоку (напряженность поля, умноженная на площадь, занимаемую полем) – магнитный поток даже небольшого солнечного пятна очень велик.

Пятно можно представить как наблюдаемое на фотосферном уровне сечение мощной трубки силовых линий магнитного поля, которые в виде толстого снопа (возможно, даже слегка закрученного) выходят из-под фотосферы в верхнюю атмосферу Солнца. Если в области тени пятна поле почти вертикально (направлено вдоль радиуса Солнца), то в полутени, по мере удаления от центра пятна, поле отклоняется от центра пятна наружу, и на внешней границе полутени расположено уже почти горизонтально. Потоки вещества движутся вдоль волокон полутени (эффект Эвершеда).

Еще Галилей обнаружил, что пятна, как правило, по одному не появляются. С тех времен существует понятие группы пятен . Группы пятен чрезвычайно разнообразны по своей сложности, насчитывая порой до нескольких десятков пятен разных размеров, объединенных в одну систему.

Многолетние наблюдения показали, что группы пятен разнообразны еще и по суммарной площади. Принято определять площадь в так называемых миллионных долях полусферы (1 м. д. п. – чуть больше трех миллионов квадратных километров). Большинство групп пятен (более 85 %) сравнительно невелики, имея площадь не больше 250 м. д. п. (около полутора поверхностей Земли). Однако есть и примеры групп пятен гигантских площадей – в десять раз больше! Такие группы пятен можно увидеть на Солнце даже без телескопа (конечно, если смотреть сквозь природный или искусственный фильтр).