logo
Солнце

5. Магнитные поля и солнечная активность

Рис. 11. Магнитное поле солнечного пятна (по А. Б. Северному). Величина и направление вектора напряжённости поля показаны отрезками прямых линий. На периферии пятна силовые линии пола наклонены сильнее, чем в его центре.
Все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность С. магн. полей. Уже первые измерения эффекта Зеемана, проведённые в начале 20 в., показали, что поля в пятнах характеризуются напряжённостью порядка неск. тыс. эрстед, причём такие доля реализуются в областях с диаметром ≈ 20 000 км. Совр. приборы для измерения полей на С. позволяют не только измерять величину поля с точностью до 1 Э, но и судить об углах наклона вектора напряжённости магн. поля. Выяснено, напр., что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поле направлено вверх, вдоль радиуса С., но к периферии его наклон увеличивается, и в полутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности (рис. 11). Поле сосредоточено в отдельных жгутах.

Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с Н ~ 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов С., тогда как на низких широтах оно часто возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только фотосферу, но проникают и во внеш. слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать ~1000Э, над полутенью и факелами ~100 Э. Косвенные данные говорят, что поля в короне над активной областью ~10-0,1 Э. Т. о., активная область (или центр активности) отождествляется с местом повышенной напряжённости магн. поля. Нижнее основание активной области - факелы и пятна - располагается в фотосфере. Верхняя часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне - как корональная конденсация.

Чаще всего активные области характеризуются двумя полюсами противоположной полярности - т.н. биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса противоположной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арок медленно поднимаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.

Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магн. поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает неск. тёмных точек - пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые - одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 гелиографич. градусов по долготе и 10o по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.

Для среднего пятна с полем 3000 Э  магн. энергия по меньшей мере в 10 раз превосходит кинетич. энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке обязательно присутствует горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в результате чего конвекция в пятнах оказывается значительно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к меньшему поступлению энергии в область пятен, поскольку энергия в глубоких слоях переносится конвективными движениями. Вероятно, с этим и связаны более низкая темп-ра и "чернота" пятен.

Наблюдаемые в тени пятен гранулы (с размерами ≈ 300 км и ср. временем жизни ≈ 15-30 мин) указывают на наличие сильно видоизменённой конвекции. Она состоит здесь в том, что отдельные элементы горячего газа прорываются в пятнах вдоль поля до фотосферных высот. Там они расширяются, сжимая окружающий газ вместе с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения вверх и вниз в тесно расположенных трубах с незначительно изменяющимся поперечным сечением (т. е. с незначительной деформацией силовых линии). Во многих др. случаях - при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории движения газа также совпадают с ходом силовых линий.

Степень влияния поля на строение внеш. атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магн. потока (1017-1022 Мкс), так и от того, насколько сильно он изменяется с высотой и во времени.

Рис. 12. Схематическое изображение спокойной области (с. о.) и активной области (а. о.) атмосферы Солнца. Приведены значения потоков энергии, выходящих из фотосферы (во всём диапазоне длин волн), хромосферы и короны (в коротковолновой области спектра)

На разрезе солнечной атмосферы (рис. 12) указаны потоки энергии в фотосфере, хромосфере, переходном слое хромосфера - корона и во внутр.короне в спокойных и активных областях. Подчеркнём, что во внеш. атмосфере осн. отличие активных областей от спокойных состоит в том, что в районах, занятых локальными магн. полями, нагрев в вершинах петель больше и из-за процесса "испарения" плотность в петлях в неск. раз выше. В магн. полях появляется возможность развития нестационарных явлений: вспышек, выброса петель в межпланетное пространство (транзиент) и др.