5 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

Все излучение, идущее к нам от Солнца, выходит из самых верхних его частей, называемых атмосферой Сол­нца, которая состоит из трех сильно отличающихся друг от друга слоев. Самый нижний, сравнительно плотный и непрозрачный слой плазмы ,с температурой ~6000°К— фотосфера. Ее толщина составляет около 300 км, так что по сравнению с радиусом Солнца (700 тыс. км) этот слой атмосферы представляет собой лишь тонкую плен­ку на солнечной поверхности. Наблюдая Солнце нево­оруженным глазом или в телескоп (но без дополни­тельных фильтров), мы видим именно его фотосферу. Излучение фотосферы имеет непрерывный спектр с на­ложенными на него темными линиями поглощения водо­рода, кальция, натрия, магния, железа и других хими­ческих элементов.

Над фотосферой расположены более горячие и раз­реженные слои — хромосфера и корона. Хромосфера, простирающаяся до высот 10—15 тыс. км от поверхно­сти Солнца, имеет температуру до 10 000° К, но она настолько разрежена, что большая часть фотосферного света, идущего снизу, проходит через нее, практически не поглощаясь. Наблюдать хромосферу можно только с помощью специальных приборов, и лишь во время пол­ного солнечного затмения она видна как яркий ободок вокруг Солнца (в краткие мгновения перед полным за­крытием Луной солнечного диска). В видимой области спектра все излучение хромосферы сосредоточено в спектральных линиях (в основном водорода).

Еще более протяженной и менее плотной является корона, которая во время полных солнечных затмений видна до расстояний в несколько радиусов Солнца.

Фотосфера и в период «спокойного» Солнца неоднородна и имеет зернистую структуру — грануляцию. От­дельные зерна этой структуры — гранулы — непрерыв­но движутся, часть из них исчезает, а на их месте воз­никают новые гранулы. Хромосфера «спокойного» Солн­ца также очень неоднородна, и при наблюдениях с по­мощью специальных приборов, выделяющих излучение в отдельных спектральных линиях, на краю солнечного диска (лимбе) видны элементы хромосферы — спикулы, которые имеют вид травинок или стеблей, а в проек­ции на солнечный диск «спокойная» хромосфера похо­жа на сетку с ячейками неправильной формы.

Особенно многообразны структурные образования в короне — это и громадные дуги, и лучи, и «шлемы». В последние годы в короне обнаружены корональные «дыры» — практическое отсутствие короны над доволь­но большими областями поверхности Солнца, а также яркие точки, излучающие только в рентгеновской обла­сти спектра.

В рассмотренной нами относительно спокойной ат­мосфере Солнца возникают, развеваются и исчезают очень сложные комплексы явлений — центры активно­сти (или активные области), которые затрагивают все слои солнечной атмосферы и состоят из различных эле­ментов. Развитие активной области начинается с появ­ления на ее месте в фотосфере сильного магнитного по­ля определенной полярности, а затем (почти одновре­менно) эта область становится несколько ярче — воз­никает так называемый факел. Увеличение яркости за­трагивает и хромосферу, в которой появляется флоккул, являющийся как бы продолжением фотосферного факе­ла в хромосфере. А над ними в короне образуется плот­ное и горячее облако — корональная конденсация. Вме­сте с возникновением и развитием факела и флоккула продолжают расти и усложняться магнитные поля как на уровне фотосферы, так и в хромосфере.

В это время в фотосфере на фоне факела начинают образовываться пятна — сначала как мелкие поры, подоб­ные темным промежуткам между гранулами, а затем как резко очерченные образования размером 10—15 тыс. км. Большие пятна обычно состоят из центрального тем­ного ядра — тени, окруженной более светлой полутенью. Детальные фотографии пятен показывают, что их тень состоит из мелких гранул, подобных фотосферным, а полутень имеет заметную радиальную структуру — систе­му волоконец, расположенных по радиусу пятна. Наи­более важная особенность пятен — сильные магнитные поля с напряженностью поля не меньше 1000—1200 Э (магнитные поля в районах факелов имеют напряжен­ность лишь 300—700 Э).

Обычно в активной области возникает не одно пятно, а целая группа пятен, в которой западное пятно назы­вается головным или ведущим (последнее связано с тем, что в соответствии с вращением Солнца пятна появ­ляются на восточном лимбе, а затем, двигаясь по сол­нечному диску, исчезают на западном лимбе). Иногда группы состоят из пятен с магнитным полем одной по­лярности (такую группу пятен называют униполярной), но чаще они являются биполярными, т. е. состоят из пятен с магнитными полями обеих полярностей, причем пятна в западной половине группы имеют одну поляр­ность, а в восточной — противоположную (редко, но встречаются мультиполярные группы, в которых пятна с магнитными полями обеих полярностей расположены беспорядочным образом в группе).

После возникновения группы пятен в активной об­ласти может начаться вспышечная активность: время от времени внезапно возникают вспышки — наиболее бурные явления из всех, известных на поверхности Сол­нца и именно которым будет посвящена эта брошюра. Через несколько дней после появления вспышек все ви­ды активных образований на Солнце достигают (более или менее одновременно) максимума в своем развитии. В это время активная область может иметь размеры около 150 тыс. км.

Спустя некоторое время после достижения максиму­ма солнечной активности исчезают пятна, вспышки воз­никают реже, а еще через несколько недель флоккул и факел, которые за это время остаются еще довольно яр­кими, начинают медленно угасать и исчезают. Конечно, не все активные области проходят все стадии своего развития, как здесь описано. Очень многие элементы активных областей исчезают, так и не дожив до обра­зования пятен.

Количество активных областей, возникающих на Сол­нце, и их расположение на солнечном диске подчиняют­ся 11-летнему циклу активности. В начале этого цикла на солнечных широтах ±40° появляются активные области, процесс образования которых с ходом цикла пе­ремещается на более низкие широты (до ±5—10° в конце цикла). Число активных областей, присутствую­щих одновременно на Солнце, максимально в середине цикла и достигает минимума в конце одного — начале следующего циклов. Обычно принято характеризовать уровень солнечной активности числом Вольфа, учиты­вающим количество групп пятен, наблюдаемых на Сол­нце в течение дня, а также количество отдельных пятен. Число Вольфа меняется от нескольких единиц в мини­муме 11-летнего цикла до нескольких сотен — в макси­муме.

Каждому 11-летнему циклу дан свой номер. Отсчет 1-го цикла приходится на начало XVIII в., именно на это время были экстраполированы сведения о более ранней солнечной активности. В начале 1976 г., например, кон­чается 20-й цикл и начинается 21-й (максимум 21-го цикла ожидается в 1980 г.).

Следует отметить еще одну особенность 11-летнего цикла солнечной активности. В течение каждого цикла активности головные пятна почти всех биполярных групп, расположенных в Северном полушарии Солнца, имеют магнитное поле одной полярности (например, S-полярность для 20-то цикла), в Южном полушарии — противоположной полярности (N-полярность для 20-го цикла). А в каждом следующем цикле полярность маг­нитных полей головных пятен меняется на обратную (в 21-м цикле в Северном полушарии Солнца головные пят­на должны иметь магнитные поля с N-полярностью, а в Южном — с S-полярностью).

Теперь обратимся непосредственно к вспышкам.