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).
Кроме того, можно констатировать, что группы пятен – как правило, короткоживущие образования. К середине ХХ века на большом статистическом материале было показано, что зависимость количества групп пятен от продолжительности их жизни носит почти экспоненциальный характер: долгоживущих мало, короткоживущих много. Более 50 % всех наблюдаемых групп пятен существуют меньше двух дней, 90 % – меньше 11 суток. Только отдельные группы пятен могут существовать до нескольких месяцев. Поэтому, например, большой интерес исследователей вызвала группа пятен, наблюдавшаяся в конце 2006 – начале 2007 года. Одно крупное пятно, сопровождаемое эскортом из более мелких пятен, существовало почти пять месяцев! Такие случаи крайне редки.
Магнитное поле группы пятен в простейшем случае представляет собой биполярную структуру из двух пятен: одно (головное) пятно одного знака магнитного поля, второе (хвостовое) – противоположного знака. Ранее теория утверждала (а сейчас это подтверждено прямыми наблюдениями со спутников), что силовые линии магнитного поля такой группы пятен образуют огромную петлю, или арку, поднимающуюся высоко в корону. Головное и хвостовое пятна – это основания такой магнитной петли.
Простая (идеальная) биполярная структура группы пятен – редкость. В большинстве случаев пятен различной полярности в группе много (магнитный поток раздроблен на отдельные пучки силовых линий). При этом пятна разных полярностей иногда бывают перепутаны сложным образом. Самые удивительные случаи бывают, когда в одном пятне внутри полутени могут оказаться рядом фрагменты тени различной магнитной полярности! Разработка теории столь сложных топологий сильных магнитных полей сталкивается с рядом трудностей. Тем не менее, такие пятна – не выдумка, они явно существуют (это так называемая дельта-конфигурация в магнитной классификации пятен).
И еще об одном свойстве солнечных пятен, которое, впрочем, уже упоминалось. Группы возникают далеко не на всей поверхности Солнца, а только в пределах полосы, простирающейся не более чем на 30–35 градусов по обе стороны от солнечного экватора. Шейнер назвал эту полосу королевской зоной, это название используется и сегодня.
В недрах Солнца вещество ионизовано, следовательно, электрическая проводимость там очень велика. Хорошо известное физикам явление самоиндукции в этих условиях должно препятствовать быстрым изменениям магнитного поля. Это означает, что поля пятен напряженностью в тысячи эрстед не могут ни быстро возникать, ни быстро исчезать. Известно, что магнитные поля формируются не на поверхности, а глубоко в недрах Солнца. Впрочем, есть основания полагать, что мы сталкиваемся с разными популяциями пятен, зарождающихся на разных глубинах. Здесь жгуты из переплетенных магнитных силовых линий. Внутри этих жгутов (гелиофизики называют их трубками) появляется дополнительное давление, создаваемое магнитным полем. В результате возникает новое и очень важное свойство магнитной плавучести: трубка, содержащая поле, расширяется и всплывает к поверхности Солнца. В результате магнитная структура появляется на уровне фотосферы уже «готовой», сформированной в глубине конвективной зоны.
