Сонячна активність, атмосфера і погода.

Реферат з дисципліни концепції сучасного природознавства

Красноярський державний торговельно-економічний інститут

Красноярськ, 2006

Вступ

«... майже кожен аспект сучасних знань про Сонце представляє проблему. Це єдина зірка, про яку ми знаємо досить багато, щоб відчути, як мало ми знаємо ».

Е. Паркер, американський астрофізик

Одна з самих актуальних і в той же час викликає запеклі суперечки проблема сучасної геофізики - вплив сонячної активності  на стан нижньої атмосфери і погоду Землі.

В Наприкінці 60-х років вивчення Сонця спирався в основному на наземні спостереження в видимій області спектру і в радіодіапазоні, а результати космічних досліджень носили обмежений, уривчасті характер, то тепер становище різко змінилося. Робота пілотованих орбітальних космічних станцій, спеціалізованих штучних супутників Землі і автоматичних космічних апаратів, на які встановлені прилади з виключно високим просторовим і тимчасовим дозволом, дозволила реєструвати явища сонячної активності за досить довгі інтервали часу в областях спектру, недоступних спостерігачеві з поверхні Землі. Це, перш за все далеке ультрафіолетове, рентгенівське й гамма-випромінювання Сонця. Крім того, нові відомості про сонячну активності були отримані на сонячній радянської стратосферний автоматичної обсерваторії в 1970 і 1973 роках.

Питання про реальність і фізичному механізмі сонячно-земних зв'язків має тривалу історію. Так, ще наприкінці минулого століття російський вчений Г. Вільд досліджував зв'язок між сонячною активністю і температурою повітря в Росії. Пізніше американець В. Робертс довів існування 22-річної повторюваності посух у західних областях США; У. Шуурманс і А. Оорт виявили регулярні зміни висоти рівнів постійного тиску в тропосфері, пов'язані з інтенсивними сонячними спалахами; Б. Тінслі з колегами виявили варіації висотного профілю температури в тропосфері під час форбуш-знижень  інтенсивності потоку галактичних космічних променів.

Перелік експериментальних даних, що свідчать про наявність статистично достовірних зв'язків між різними погодними явищами і сонячної (і магнітної) активністю, можна було б збільшити в десятки або навіть сотні разів. І, тим не менше, сама ідея про вплив сонячної активності на стан нижньої атмосфери багатьма геофізиками рішуче відкидається. Справа в тому, що потужність атмосферних процесів на кілька порядків перевищує потік енергії, що вноситься в магнітосферу Землі сонячним вітром; у зв'язку з цим представляється малоймовірним, щоб сонячна активність могла суттєво впливати на стан нижньої атмосфери.

Однак дослідження, виконані за останні роки, дозволили знайти ключ до подолання цієї суперечності і тим самим до вирішення проблеми сонячно-земних зв'язків.

Отже, перед сучасною наукою стоїть дуже важливе завдання - з'ясувати закономірності впливу так званої сонячної активності на земні процеси.

§ 1. Сонячна атмосфера

Сонце ... Щодня воно з'являється з-за обрію, робить свій звичайний шлях по небу і увечері зникає. Зазвичай ми не помічаємо, наскільки все наше життя тісно пов'язана із Сонцем. А воно ж дає світло й тіло всім тваринам і рослинам, без нього не могла б існувати життя на Землі.

         

Земля        Сонце - центральне тіло Сонячної системи - являє собою розпечену плазмовий кулю. Сонце -- найближча до Землі зоря. Світло від нього до нас доходить за 8,3 хв. Сонце вирішальним чином вплинуло на освіту всіх тіл Сонячної системи і створило ті умови, які призвели до виникнення і розвитку життя на Землі.

Його маса в 333 000 разів більше маси Землі і в 750 разів більша за масу всіх інших планет, разом узятих. За 5 мільярдів років існування Сонця вже близько половини водню в його центральній частині перетворилося на гелій. В результаті цього процесу виділяється та кількість енергії, яку Сонце випромінює у світовий простір. Потужність випромінювання Сонця дуже велика: близько 3,8 * 410 520 0 ступеня МВт. На Землю потрапляє незначна частина Сонячної енергії, що становить близько половини мільярдної частки. Вона підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, постійно нагріває сушу і водойми, дає енергію природним явищам тощо, забезпечує життєдіяльність тварин і рослин. Частина сонячної енергії запасена в надрах Землі у вигляді кам'яного вугілля, нафти й інших корисних копалин. Відомий із Землі діаметр Сонця трохи змінюється через еліптичності орбіти і складає, в середньому, 1 392 000 км. (що в 109 разів перевищує діаметр Землі). Відстань до Сонця в 107 разів перевищує його діаметр. Сонце являє собою сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. Усюди на однакових відстанях від центру цієї кулі фізичні умови однакові, але вони помітно змінюються в міру наближення до центру. Густина і тиск швидко наростають усередину, де газ сильніше стиснутий тиском верхніх шарів. Отже, температура також зростає в міру наближення до центру. В залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, поступово переходять один в одного.

У центрі Сонця температура становить 15 мільйонів градусів, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стиснутий тут до щільності близько 150 000 кг/м. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Протягом останньої третини радіусу знаходиться конвективна зона. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, надходження від нагрівача, набагато більше того, що відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушено починає рухатися і починає саме переносити тепло. Ядро і конвективна зона фактично не наблюдаеми. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних. Над конвективної зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця, звані його Атмосферой.Оні краще вивчені, тому що про їхні властивості можна судити зі спостережень.

Сонячна атмосфера також складається з кількох різних шарів. Самий глибокий і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостерігається у видимому безперервному спектрі. Товщина фотосфери приблизно близько 300 км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гаряче. Під зовнішніх більш холодних шарах фотосфери на тлі безперервного спектра утворюються Фраунгоферових лінії поглинання. Під час найбільшого спокою земної атмосфери можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих цяток - гранул - розміром близько 1000 км, оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції. Виникнення грануляції пов'язане з яка відбувається під фотосферою конвекцією. Окремі гранули на кілька сотень градусів гаряче навколишнього їхнього газу, і в протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця змінюється. Спектральні вимірювання свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: у гранулах газ піднімається, а між ними - опускається. Цей рух газів у сонячній атмосфері породжують акустичні хвилі, подібні звуковим хвилях в повітрі. Поширюючись у верхні шари атмосфери, хвилі, що виникли в конвективної зоні і в фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і здійснюють нагрівання газів наступних шарів атмосфери - хромосфери і корони. У результаті верхні шари атмосфери з температурою близько 4500К виявляються найбільш «холодними» на Сонці. Як всередину, так і вгору від них температура газів швидко зростає. Розташований над фотосферою шар називають хромосферою, під час повного сонячного затемнення в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосфери, видно як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі язички полум'я - хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна отримати його зображення. Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильної неоднорідною структурою. Помітно два типу неоднорідностей - яскраві і темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферних гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферної сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком руху газів в під фотосферної конвективної зоні, що відбуваються тільки в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів. Сама верхня і сама розрядження частина сонячної атмосфери -- корона, яка простежується від сонячного лімба до відстаней в десятки сонячних радіусів і має температуру близько мільйона градусів. Корону можна бачити тільки під час повного сонячного затемнення або за допомогою коронографа.

Уся сонячна атмосфера постійно коливається. У ній поширюються як вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжиною в кілька тисяч кілометрів. Коливання мають резонансний характер і відбуваються з періодом близько 5 хв. У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці більшу роль відіграють магнітні поля. Речовина на Сонце всюди являє собою намагнічені плазму. Іноді в окремих областях напруженість магнітного поля швидко і сильно зростає. Цей процес супроводжується виникненням цілого комплексу явищ сонячної активності в різних шарах сонячної атмосфери. До них відносяться факели і плями у фотосфері, флоккули в хромосфері, протуберанці в короні. Найбільш чудовим явищем, що охоплює всі верстви сонячної атмосфери і зароджуються в хромосфері, є сонячні спалахи.

§ 2. Сонячна активність

«Спокійна» або «невозмущенная» атмосфера Сонця являє собою як би фон, на якому відбувається багато цікавих, часом драматичних подій.

Сонячна активність - сукупність явищ, періодично виникають у сонячній атмосфері. Прояви сонячної активності тісно пов'язані з магнітними властивостями сонячної плазми. Виникнення активної області починається з поступового збільшення магнітного потоку в деякій області фотосфери. У відповідних місцях хромосфери після цього спостерігається збільшення яскравості в лініях водню і кальцію. Такі області називають флоккуламі. Приблизно в тих же дільницях на Сонце в фотосфері (тобто дещо глибше) при цьому також спостерігається збільшення яскравості в білому (видимому) світі - факели. Збільшення енергії, що виділяється в області факела і флоккула, є наслідком що збільшилися до кількох десятків екстред напруженості магнітного поля. Потім у сонячної активності спостерігаються сонячні плями, що виникають через 1-2 дні після появи флоккула у вигляді маленьких чорних точок - пор. Багато хто з них незабаром зникають, і лише окремі пори за 2-3 дні перетворюються на великі темні освіти. Типове сонячне пляма має розміри в кілька десятків тисяч кілометрів і складається з темної центральній частині -- тіні і волокнистої півтіні. Найважливіша особливість плям - наявність у них сильних магнітних полів, що досягають у області тіні найбільшою напруженості в кілька тисяч екстред. У цілому пляма представляє собою виходить у фотосфери трубку силових ліній магнітного поля, цілком заповнюють одну або кілька клітинок хромосферної сітки. Верхня частина трубки розширюється, і силові лінії в ній розходяться, як колосся в снопі. Тому навколо тіні магнітні силові лінії беруть напрямок, близьке до горизонтального. Повне, сумарний тиск у плямі включає в себе тиск магнітного поля і врівноважується тиском навколишнього фотосфери, тому газовий тиск у плямі виявляється меншим, ніж у фотосфері. Магнітне поле як би розширює пляма зсередини. Крім того, магнітне поле пригнічує конвективні руху газу, що переносять енергію з глибини вгору. Внаслідок цього в області плями температура виявляється менше приблизно на 1000К. Пляма як би охолоджена і скована магнітним полем яма в сонячної фотосфері. Здебільшого плями виникають цілими групами, в яких, проте, виділяються два великі плями. Одне, найбільша, - на заході, а друге, трохи менше, - на сході. Навколо і між ними часто буває безліч дрібних плям. Така група плям називається біополярной, тому що в обох великих плям завжди протилежна полярність магнітного поля. Вони як би пов'язані з однією і тієї ж трубкою силових ліній магнітного поля, яка у вигляді гігантської петлі виринула з-під фотосфери, залишивши кінці десь у неспостережний, глибоких шарах. Те пляма, яка відповідає виходу магнітного поля з фотосфери, має північну полярність, а те, в області якого силові лінії входять назад під фотосфери, - південну.

Саме потужне прояв фотосфери -- це спалаху. Вони відбуваються в порівняно невеликих областях хромосфери і корони, розташованих над групами сонячних плям. За своєю суттю спалах - це вибух, викликаний раптовим стисненням сонячної плазми. Стиснення відбувається під тиском магнітного поля і призводить до утворення довгого плазмового джгута або стрічки. Довжина такого утворення складає десятки, і навіть сотні тисяч кілометрів. Триває спалах зазвичай близько години. Хоча детально фізичні процеси, що призводять до виникнення спалахів, ще не вивчені, зрозуміло, що вони мають електромагнітну природу.

Найбільш грандіозними утвореннями у сонячній атмосфері є протуберанці - порівняно щільні хмари газів, що виникають у сонячній короні або викидаються в неї з хромосфери. Типовий протуберанець має вигляд гігантської світиться арки, що спирається на хромосферу й освіченої струменями і потоками більш щільного і холодного, ніж навколишня корона, речовини. Іноді ця речовина утримується прогнувшись під його вагою силовими лініями магнітного поля, а іноді повільно стікає уздовж магнітних силових ліній. Є безліч різних типів протуберанців. Деякі з них пов'язані зі вибухового викидами речовини з хромосфери в корону.

Загальна активність Сонця, що характеризується кількістю та силою прояву центрів сонячної активності, періодично змінюється. Існує безліч зручних різних способів оцінювати рівень сонячної активності. Зазвичай користуються найбільш простим і введених раніше всіх способом - числами Вольфа. Числа Вольфа пропорційні сумі повного числа плям, які спостерігаються в даний момент на Сонце, і подесятереною числа груп, які вони утворюють. Період часу, коли кількість центрів активності найбільше називають максимумом сонячної активності, а коли їх зовсім немає або майже зовсім немає - мінімумом. Максимуми і мінімуми чергуються в середньому з періодом 11 років. Це складає так званий 11-й річний цикл сонячної активності.

Сонячна активність має циклічний характер, який зримо проявляється в плямовиникною діяльності, в частоті сонячних спалахів і пов'язаних з ними ефектів. У циклі змінюється кількість і розподіл протуберанців, форма сонячної корони, кількість смолоскипів і т. д. Період цих циклічних варіацій становить приблизно 11 років, хоча в нашому столітті середній період був ближче до 10 років. Показники сонячної активності, як правило, зростають до максимуму швидше, ніж спадають від нього до мінімуму.

Існують свідоцтва про цикл з періодом близько 80 років (вісімдесятирічний цикл). Є також деякі докази про долгоперіодіческіх варіаціях активності з періодом 200, 400 і 600 років.

При повторення сонячного циклу спостерігаються нерегулярності. Змінюється і тривалість циклів, і форма залежності чисел Вольфа від часу, і значення її максим?? ма і мінімуму. Відзначаються, мабуть, нерегулярності з набагато великими масштабами часу і амплітуд. Наприклад, протягом 70 років, з 1645 по 1715 рр.. спостерігалося дуже мало сонячних плям, у цей період мало місце різке ослаблення сонячної активності, що було названо «мінімумом Маундера».

Тривалі дослідження циклічної плямовиникною діяльності Сонця на екваторі прискорилося на 3-4% і різниця швидкостей обертання широтах 0 і 20 градусів збільшилася в 2 рази. Із сучасних спектральних спостережень випливає, що аналогічні прискорення обертання на екваторі мають місце в епоху спокійного Сонця. Висловлено припущення, що в роки максимумів сонячної активності магнітне поле як би пригальмовує обертання Сонця на екваторі.

Природа активних утворень на Сонце і причина їх періодичності починають з'ясовуватися тільки останнім часом. Картина ще не цілком зрозуміла в деталях, деякі положення не завжди надійні, і частина представлень може змінитися в майбутньому. Проте різні прояви сонячної активності вже можна розглядати як єдиний процес, пов'язаний з життям Сонця.

***

За останні десятиліття накопичено велику кількість даних, що свідчать про те, що такі коливання надають певний вплив на ряд геофізичних процесів, а також на явища, що відбуваються в біосфері нашої планети - тобто в тваринному і рослинному світі Землі, в тому числі і в організмі людини.

Так, наприклад, багато дослідників приходять до висновку про залежність між рівнем сонячної активності і різними аномаліями в процесах погоди і клімату. Зокрема, було відзначено, що в періоди максимуму сонячної активності відбувається посилений обмін повітряними масами між тропічними і полярними районами нашої планети. Тепле повітря проникає далеко на північ, холодний - на південь. Погода стає нестійкою, а атмосферні явища набувають іноді бурхливого характеру.

Тривалий зіставлення спеціальних карт сонячної активності, які регулярно складаються гірської астрономічної станцією під Кисловодськом, з метеорологічними даними показало, що невдовзі після проходження активних областей через центр сонячного диска в земній атмосфері нерідко виникають сильні збурення, що ведуть до утворення циклонів і антициклонів і різкою зміною погоди. Є також підстави припускати, що активні явища на Сонці в якійсь мірі впливають і на такі геофізичні процеси, як виверження вулканів, землетруси, коливання рівнів морів і океанів, і навіть на швидкість добового обертання нашої планети.

Однак фізичний механізм, зв'язує коливання сонячної активності і процеси, що протікають в атмосфері Землі і її надра, поки залишається неясним. У цьому напрямі ведуться дослідження.

2.1. Сонце спокійне і активне

Як вже говорилося, речовина Сонця вічно перебуває в русі - то упорядкованому, то хаотичному. Його атмосфера, настільки неоднорідна у багатьох відношеннях, то й справа відчуває в різних місцях дуже різні зміни температури, щільності, тиску, напруженості магнітного поля. На перший погляд (особливо, якщо розглядати маленькі області сонячної атмосфери, поперечником в кілька) сотень кілометрів) ці зміни виглядають неупорядкованими і в них абсолютно неможливо розібратися. Здавалося б, все его не має ніякого ставлення до сонячної активності. Дійсно, явища, про які йде мова, дуже різноманітні, хоча б тому, що вони відбуваються в різних областях атмосфери (Сонця, що володіють різними фізичними умовами. Тим не менше, вони тісно пов'язані один з одним, мабуть, тому, що викликає їх якась загальна причина.

Але де лежить межа між сонячною актівностио і тим, що дослідники Сонця звикли називають спокійним Сонцем? І чи є ця межа стабільної?

Зазвичай сонячною активністю називають цілий комплекс різних явищ, що відбуваються в атмосфері Сонця, які охоплюють порівняно великі області, поперечником не менше декількох тисяч кілометрів, і відрізняються досить значними змінами з часом фізичних характеристик відповідних верств сонячної атмосфери.

Поки вчені цікавилися середніми характеристиками того чи іншого шару сонячної атмосфери і намагалися уникати тих областей, в яких ці характеристики різко виділялися, саме ці області і розглядалися як прояви сонячної активності. Але прийшов час, коли дослідники Сонця зацікавилися детальним будовою не тільки активних утворень, а й «спокійних» областей Сонця. Тоді деякі вчені стали схилятися до думки, що ніякої різкої межі між активними і спокійними областями нашого денного світила взагалі немає. Всі Сонце вирує, змінюється. І чи варто вводити якийсь умовний поділ, якщо справа тільки в масштабі відбуваються явищ?

Спокійне Сонце відрізняється не тільки масштабами явищ, за також їх хаотичністю, а сонячна активність - впорядкованістю. У принципі можна погодитися з тим, що кордон між «спокійним» і «активним» Сонцем досить умовна. Подальші дослідження допоможуть уточнити цю межу. Зараз же у нас поки що немає підстав відступати від класичного визначення сонячної активності. Єдине, в чому ми зробимо відступ, це в тому, що не будемо ігнорувати мікроструктуру активних утворень на Сонці, оскільки розуміння її природи значно сприяє розкриттю сутності цих явищ.

2.2. Сонячні плями

Зовсім недавно, яку-небудь сотню з невеликим років тому, коли говорили про сонячної активності, то мали на увазі сонячні плями. Якщо навіть не йти у глиб століть, можна пригадайте, що ще в Давній Русі крізь дим лісових пожеж люди бачили «темні плями, аки цвяхи». Вони боялися цих плям, вважали їх поганим ознакою. Потім на початку XVII століття Галілей вперше направив телескоп на Сонці і з тих пір почалися більш-менш регулярні спостереження сонячних плям. А з середини XIX століття ці спостереження ведуться щодня, якщо дозволяє погода.

Більше ста років присвятили дослідники Сонця вивчення сонячних плям. Але ми аніскільки не погрішимо проти істини, якщо візьмемося стверджувати, що й тепер серед явищ сонячної активності важко знайти більш складне і в багатьох відносинах незрозуміле утворення, ніж сонячне пляма. Перелік достатньо впевнених висновків про його природу невеликий. Ми і почнемо з цих, так би мовити, азбучних істин.

Сонячні плями являють собою відносно холодні місця фотосфери Сонця. Температура їх па 1500-2000 ° нижче температури навколишнього середовища. Тому за контрасту вони здаються нам темними. Плями мають тарілкоподібні форму з «дном» на глибині 700-1000 км.

В початку нинішнього століття було виявлено, що сонячні плями володіють сильним магнітним полем. Відповідно до теорії Л. Бірмана, таке поле в змозі зменшити або навіть придушити конвективний перенесення енергії в підфотосферній шарах. Таким чином, в них створюється дефіцит виходить променевої енергії. На цій підставі вважають, що саме магнітне поле є винуватцем низької температури сонячних плям, оскільки воно не дозволяє переносити енергію з більш низьких шарів у вищі. Напруженість магнітного поля плям завжди більше 1500 Гс, а в більшості випадків складає 2000-3000 Гс. Іноді вона досягає навіть 5000 Гс. Розміри сонячних плям вельми різноманітні. Вони коливаються від тисячі до десятків тисяч кілометрів.

Сонячні плями (рис.1) мають досить складну будову. Сама темна внутрішня їхня частина називається тінню або ядром. Вона в більшості випадків оточена більш світлої волокнистої структурою, яка називається півтінню. Наявність півтіні служить ознакою стійкості плями, як би більшої його «живучості». Нерідко зустрічаються і сонячні плями без півтіні. Зазвичай вони існують трохи більше однієї доби і протягом годин залишаються незмінними. Розміри їх коливаються від 1000 до 3500 км ... Такі плями називають норамі. Розглянемо основні особливості правильних плям, тобто плям без помітних відхилень від круглої форми.

Тінь плями в середньому займає 0,17 його загальної площі і складай всього 5-15% яскравості фотосфери у видимому світлі. Раніше багато дослідників Сонця вважали, що "чим більше розмір плями, тим темніше його тінь.

Зараз це твердження видається дуже сумнівним. Протягом довгого часу було загальноприйнята, що, на відміну від півтіні, вся площа тіні плями є однорідно темною. Однак спостереження з стратосфери показали, що вона має великою неоднорідністю та активністю.

В тіні плям, як правило, спостерігаються дуже маленькі яскраві точки діаметром 100-150 км. Вони існують іноді до трьох годин і значно гаряче сталевого речовини ядра. У тіні середнього за розміром плями одночасно з'являється приблизно 20 яскравих точок. Вони свідчать про неоднорідність магнітного поля ядра плями. Дальніми «родичами» яскравих точок, мабуть, можна вважати спалаху в тіні. Це швидко змінюються яскраві неоднорідності, які краще всього помітні в фіолетових лініях ионизованного кальцію Н і К і частково у червоної лінії водню На. Спалахи в тіні тривають приблизно 50 с, повторюються кожні 100-200 с, пересуваючись по Напрямку до півтіні зі швидкістю близько 40 км/с. Діаметр їх складає приблизно 200 км, а напруженість магнітного поля - 2000 Гс. Слід зазначити, що поки невідомо, чи пов'язані ці спалахи з яскравими точками тіні. Швидше за все, вони породжені хвильовими процесами, що утворюються в більш низьких шарах яру плями. У тіні багатьох сонячних плям, хоча і не всіх, відзначалися коливання швидкості по променя зору з періодом близько 165 с і амплітудою 0,2. Крім того, там спостерігалися коливання магнітного поля.

Ще більш складна структура півтіні плям. Як показало вивчення знімків з високим роздільною здатністю, зокрема, отриманих із стратосфери, вона складається не просто з світлих і темних волокон, як вважалося зовсім недавно. Приблизно 43% площі півтіні займають яскраві зерна витягнутої форми довжиною 1500 км і шириною 100-350 км, які повільно рухаються у напрямку до тіні плями зі швидкістю до 0,5 км/с. Скупчення їх на кордоні тінь - півтінь створює так зване внутрішнє світле кільце Секкі. У темних областях півтіні, навпаки, відбувається швидке витікання речовини з плями зі швидкістю приблизно 6 км/с. У півтіні плям правільноі (тобто круглої) форми спостерігаються біжать хвилі, які виникають усередині тіні безпосередньо поблизу її кордону і поширюються назовні з швидкістю близько 20 км/ч. У червоній лінії водню видно спалаху в півтіні, амплітуда швидкості яких дорівнює 1 км/с, а період - 210-270с.

В півтіні плями магнітне поле набагато слабкіше, ніж в тіні. Видимі в ній освіти говорять про направлення не тільки рухів речовини, але й про напрямку силових ліній магнітного поля. Є вагомі аргументи на користь того, що ядро плями є більш глибинним освітою, а півтінь відноситься до поверхневим верствам поблизу фотосфери Сонця.

Нарешті, навколо півтіні спостерігається яскраве або світле кільце. Яскравість його перевищує яскравість навколишнього фотосфери приблизно на 3-4%. Це кільце протягом майже тридцяти років було предметом запеклих суперечок, причому мова йшла навіть не про його властивості, а про реальність самого його існування.

Під тиском авторитету деяких відомих дослідників Сонця світлі кільця були надовго, як би забуті. І тільки в останні 10-15 років вони викликали до себе великий інтерес. Тепер уже ніхто не сумнівається в тому, що вони реально існують. Але як випливає з спостережень з високою роздільною здатністю, їх не можна, вважати кільцями в буквальному сенсі цього слова. Вони являють собою скупчення маленьких яскравих елементів, винесених на кордон півтіні, і володіють досить неправильною формою. Причиною виникнення світлих зовнішніх кілець, мабуть, є надлишок енергії, що переноситься до поверхні речовиною, відкинутим від області сильного магнітного в центральній частині плями.

Магнітне поле плям має досить складну структуру. Певною мірою воно нагадує віяло. У ядрі плями його силові лінії практично перпендикулярні до видимої поверхні Сонця, тоді як на зовнішньому кордоні півтіні майже паралельні їй. У плямах будь-якої форми, і труднощі, у тому числі в правильних, спостерігаються рухомі магнітні освіти поперечником менш 1500 км. У зростаючих плям такі утворення найчастіше зміщуються усередину плями (навіть його тіні) або пори з швидкістю 0,25-1,0 км/с. Всі також елементи мають ту ж полярність, що і сама пляма. У розпадаються плям звичайно відзначаються руху магнітних утворень назовні. Краще за все вони помітні у вигляді яскравих точок, які рухаються. Радіально від плями до магнітної сітці зі швидкістю до 2 км/с (за спостереженнями в фіолетовому крилі лінії ионизованного кальцію К і в лінії ціану). Особливо часто їх спостерігають в розпадаються плямах, оточених областю, яка позбавлена сталого магнітного поля і простирається на 10-20 тис. км від краю плями, - гак званим ровом. Окремі елементи виходить магнітного потоку можуть мати будь-яку полярність, але частіше характерну для плями, з якого вони виходять.

Спектральні спостереження поблизу сонячних плям (а іноді й далеко від них) дозволяють виявити невеликі області поперечником приблизно 1000 км, що володіють магнітним полем напруженістю 1400-2000 Гс, які називаються магнітними вузлами, Зазвичай їх полярність протилежна полярності «найближчих плям. Вони існують в середньому близько години. Вважають, що саме через магнітні вузли магнітне поле сонячних плям повертається в фотосфери.

Як ми вже відзначали, рух речовини в тіні плями сильно ускладнено існуючим в ньому сильним вертикальним магнітним полем. Що ж до півтіні, в якій магнітне поле майже горизонтальне, то в ній на рівні фотосфери рух направлено від центру плями, тоді як у самих верхніх її садах, - навпаки, як б всередину плями.

Правильні плями зустрічаються досить рідко. Найчастіше форма плями буває далека від «Досконалості». До того ж плями «воліють» з'являтися групами. Далеко не завжди їм вдається «обзавестися» півтінню. Таких плям, або пор, про які вже говорилося в цьому розділі, переважна більшість; вони існують від кількох годин до кількох діб. Якщо ж група плям велика і складна, то вона складається, принаймні, з двох великих плям, безлічі дрібних плям і пір між ними. Основними плямами групи є провідне і хвостове. Перше з них розташоване до західної частини групи, тобто в її «голові», другий знаходиться ззаду, або в «хвості». Зазвичай вони мають досить складний вид. Провідне пляма найчастіше буває багатоядерним, тобто півтінь його оточує два або більше ядер. Нерідко ці ядра навіть не зовсім відокремлені один від одного. Особливо рихлим виглядає хвостове пляма. Буває, що воно мало не з моменту появи розпадається на безліч дрібних плям і нір, В деякий самих складних групах є декілька основний плям. Провідне і хвостове плями групи, як правило, володіють магнітними полями протилежної полярності. Навіть у тих випадках, коли група складається з однієї плями, є і друга її частина, яка не видно. Практично вона завжди супроводжує таких груп в формі магнітних вузлів, про які ми вже говорили.

Групи сонячних плям з'являються не по всьому диску Сонця, а тільки в так званих «Королівських зонах», які розташовані на відстані приблизно до 40 ° по обидві сторони від сонячного екватора. У деяких випадках їх спостерігали навіть до широти ± 52 °, але це були вкрай нестійкі дрібні плями і пори. Поблизу самого екватора, до широти ± 5 °, плями також зустрічаються дуже рідко.

Характерно, що групи плям практично завжди витягнуті приблизно вздовж сонячних паралелей. Однак провідне пляма зазвичай розташоване ближче до екватора, ніж хвостове. Цей нахил осі груп до паралелі в середньому збільшується у міру віддалення від екватора Сонця. Особливо великий він буває у дрібних короткоживучих груп плям і пір, супутніх великим складним групам.

Площа основних плям групи та її сумарна площа зростають з моменту її появи протягом декількох днів. Це зростання відбувається по-різному в різних груп в залежно від їх структури, розмірів та інших характеристик. В цей же час збільшує?? я і напруженість магнітного поля. З розвитком групи основні її плями поступово віддаляються один від одного, тобто загальний розмір групи зростає. Після того як група досягає максимального розвитку, площа її зменшується досить швидко, що нерідко призводить до швидкого її руйнування. При цьому в порівняно складних групах, які називають біполярними, хвостове пляма, проміжні плями і пори зазвичай зникають, і зберігається тільки провідний пляма. Поступово воно набуває все більш правильну форму, стаючи більш стійким. Після зникнення стійкої області спадання площі груп поступово сповільнюється. Як тільки розмір плями досягає критичної величини-приблизно 30 - 40 тис. км в поперечнику - воно швидко руйнується. Досить імовірно, що спадання площі плям відбувається не поступово, а стрибками. Залежно від розмірів цієї площі, напруженості магнітного поля, а також розташування на диску Сонця група плям існує від декількох годин до декількох місяців. У значною мірою тривалість її існування залежить від характеру стадії руйнування. У цей час напруженість магнітного поля плям поступово зменшується, тоді, як розміри груп в більшості випадків не зменшуються, а іноді навіть продовжують зростати.

2.3. Фaкeльниe плoщaдкі

Групи сонячних пятeн поблизу кpaя відімoгo діcкa Coлнцa вceгдa нaблюдaютcя нa уpoвнe фoтocфepи в окpужeніі cвeтлих вoлoкніcтих oбpaзoвaній. Це фoтocфepниe фaкeли, кoтopиe були ізвecтни і peгуляpнo нaблюдaліcь c cepeдіни пpoшлoгo cтoлeтія. B фoтocфepних нapужних cлoях oні гopячeе, ніж oкpужaющaя їх cpeдa. Bід їх веcьмa paзнooбразен. Caмиe яpкіe з фoтocфepних фaкeлoв oбичнo виглядають кaк бoлee кoмпaктниe oбpaзoвaнія, в кoтopих cветлые вoлoкoнцa тecнo пpілeгaют друг до дpугих. Meнeе контрастні отлічaютcя і бoльшeй pихлocтью. Boлoконца в них pacпoлaгaютcя нa знaчітeльних paccтoяніях друг oт дpугa. Пopoй їх дaжe тpуднo oтлічіть oт окpужaющeй фoтocфepи. Taкіe фaкели чaщe вceгo наблюдaютcя бeз coлнечних пятeн. Фoтoфaкeли пpaктічecкі нe видно, пocкoльку в цих мecтaх ізлучeніe вихoдіт з бoлee глубoкіх cлoeв, в котopих ізлучeніe фaкeлa і фoтocфepи пpaктічecкі oдінaкoвo. Ecлі б нe этo oбcтoятeльcтвo, тo фoтocфepниe фaкeли мoжнo былo б нaблюдaть нa всім coлнeчнoм діcкe, a нe тoлькo в тeчeніe 3-4 днeй поблизу eгo вocтoчнoгo і зaпaднoгo кpaeв. Bблізі coлнeчнoгo лімбa oтчeтлівo paзлічaютcя фaкeльниe гpaнули діaмeтpoм 750-1500 км. Пo-відімoму, oні пpeдcтaвляют coбoй cкoплeнія нepaзpeшeнних яpкіх тoчeк фaкeлoв, кoтopиe хopoшo видно пpи нaблюдeніі в кpильях лінії іoнізoвaннoгo кaльція K в фaкeлaх без coлнeчних пятeн. Фoтocфepниe фaкeли являютcя oблacтямі уcілeннoгo мaгнітнoгo пoля і двіжeнія. Пpaвдa, їх мaгнітнoe пoлe імeeт нaпpяжeннocть в дecяткі paз мeньшую, чeм пoлe coлнeчних пятeн. Ho зaтo oнo в нecкoлькo paз пpeвocхoдіт нaпpяжeннocть мaгнітнoro пoля в oкpужaющeй нeвoзмущeннoй фoтocфepe.

Фoтocфepниe фaкeли cлужaт кaк б нижнім етaжoм фaкeльних плoщaдoк, кoтopиe пpoнізивaют фoтocфepу і хpoмocфepу. B хpoмocфepe oні нaблюдaютcя в кpacной лінії вoдopoдa H , Фіoлeтoвих лініях іoнізoвaннoro кaльція H і K, a тaкжe в лініях іoнізoвaннoгo гeлія і дpугих хімічecкіх елeмeнтoв в ультpaфіoлeтoвoй oблacті cпeктpa. Ocoбeннo хopoшo oні зaметни в лініях H, H і K. Bід фaкeльних плoщaдoк в цих лініях нaпoмінae