Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

ца могут одновременно наблюдаться до четырех таких групп. Наибольшая из когда-либо зарегистрированных групп (1947 г.) имела S max =6132 м.д.п. В среднем около 8 групп в тече­ ние каждого 11-летнего солнечного цикла имели Smax> 1500 м.д.п.

Наблюдениями установлено, что время жизни группы солнеч­ ных пятен связано с максимальным значением ее площади. Для грубой оценки продолжительности жизни группы пятен Вальдмайер (1950) предложил эмпирическое соотношение

где Т — время жизни в сутках, Smax — максимальная площадь в м.д.п.

Таким образом, группа с площадью Smax = 400 м.д.п. живет в среднем около 40 суток, т. е. больше одного оборота Солнца. Очень большие группы живут 100 и более суток.

Солнечные пятна в основ­ ном сосредоточены в каждой полусфере Солнца в относи­ тельно узком поясе, параллель­ ном солнечному экватору (±35°). На широтах более 40° пятна встречаются редко, раз­ меры их обычно малы и время жизни невелико.

Средняя широта пятен зави­ сит от фазы солнечного цикла, причем она наибольшая в на­ чале цикла и постепенно умень­

шается к концу его. В табл. 1.2 приведены данные, полученные Беккером (1955) по наблюдениям шести солнечных циклов

(1879—1944 гг.).

Первые пятна нового цикла появляются в высоких широтах прежде, чем исчезнут последние пятна старого цикла. Наблю­ дается асимметрия в распределении групп солнечных пятен меж­ ду северной и южной полусферами. Различие в количестве пятен сохраняется в течение нескольких лет. Солнечный цикл может начинаться и достигать максимума в одной полусфере раньше, чем в другой.

Эффект Зеемана1) еще в XIX в. позволил установить, что все

‘) Эффект Зеемана заключается в следующем. При пропускании моно­ хроматического луча света между полюсами магнита происходит расщепление спектральной линии на несколько компонент. При наблюдениях перпендику­ лярно направлению магнитного поля спектральная линия расщепляется на три компоненты, которые имеют линейную поляризацию: крайние — перпендику­ лярно направлению магнитного поля, а средняя — вдоль поля. При наблюде­ ниях же вдоль магнитного поля средняя компонента отсутствует, а две край­ ние имеют круговую поляризацию с противоположным направлением вращения.

13

без исключения солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Не наблюдалось ни одного солнечного пятна без магнит­ ного поля. Наоборот, встречаются так называемые «невидимые пятна» — участки фотосферы, над которыми наблюдаются маг­ нитные поля.

Напряженность магнитного поля пятна зависит от его макси­ мальной площади. У самых маленьких пятен она имеет величину около 100 э, а у больших пятен достигает 4000 э. Поле ослабе­ вает от центра к краю пятна.

По магнитным свойствам группы пятен делят на три класса: униполярные, биполярные и сложные.

Униполярные группы состоят из одного или нескольких пя­ тен, имеющих одинаковую магнитную полярность. В биполярной группе главные пятна имеют противоположную магнитную по­ лярность. К сложным группам относятся такие группы, в кото­ рых полярность отдельных пятен распределена так нерегулярно, что их нельзя отнести к классу биполярных. Число сложных групп мало, но к ним относятся самые большие и наиболее ак­ тивные группы.

Брей и Лоухед (1967) указывают, что частота встречаемости униполярных, биполярных и сложных групп составляет 46,53 и 1% соответственно.

Предполагают, что магнитные поля возникают в глубоких слоях Солнца и временами выносятся на поверхность Солнца, а затем могут втягиваться обратно в его глубины ионизирован­ ным солнечным газом.

Наблюдениями установлено, что магнитная полярность голов­ ных пятен северного полушария Солнца совпадает с полярностью хвостовых пятен групп южного полушария. Такая полярность сохраняется в течение 11-летнего солнечного цикла. В период ми­ нимума солнечной активности происходит изменение полярности головных пятен на противоположную. Таким образом, магнит­ ный период солнечных пятен охватывает два смежных солнечных цикла и его средняя продолжительность составляет 22 года.

Количество солнечных пятен и занимаемая ими площадь на поверхности Солнца непрерывно изменяются. Для характеристи­ ки пятнообразовательной деятельности Р. Вольф (1849) предло­ жил использовать так называемое относительное число солнеч­ ных пятен, которое впоследствии стали называть числом Вольфа. Числа Вольфа W подсчитываются по формуле

где g — число групп пятен, / — число пятен, к — коэффициент приведения к однородному ряду. Поскольку числа Вольфа до­ вольно сильно изменяются ото дня ко дню и их подсчет зависит от качества изображения, то для характеристики общего хода

14

пятнообразовательной деятельности Солнца вычисляют их сред­ немесячные и среднегодовые значения, а также применяют раз­ личные способы осреднения и сглаживания.

В качестве другого индекса пятнообразовательной деятельно­

Врезультате многолетних наблюдений было установлено, что пятнообразовательная деятельность Солнца имеет в среднем 11-летний период с одним максимумом и одним минимумом ко­ личества пятен. Этот период получил название 11-летнего солнеч­ ного цикла.

Втабл. 1.3 приведены основные характеристики периодично­ сти солнечного цикла, полученные Вальдмайером (1961) в ре­ зультате обработки данных наблюдений солнечных пятен за

1910—1960 гг.

Т а б л и ц а 1.3

Факелы и флоккулы. Факелами называют более яркие участ­ ки фотосферы, расположенные вблизи солнечных пятен. Почти каждая группа солнечных пятен бывает окружена факельными полями. Они могут появляться до возникновения пятен и оста­ ваться видимыми после их исчезновения еще в течение несколь­ ких оборотов Солнца. Предполагают, что факельные поля — это такие области, где благодаря турбулентности и конвекции с глу­ боких нижних подфотосферных уровней поднимаются вверх бо­ лее нагретые газы. Температура факелов на 100—300° выше тем­ пературы фотосферы.

Фотосферный факел развит по вертикали и непосредственно переходит в хромосферный факел, который называют флоккулом.

15

На снимках Солнца в монохроматическом свете в спектральных линиях водорода или кальция флоккулы наблюдаются в виде светлых облаков. Температура флоккула выше температуры окружающей хромосферы на всех уровнях.

Структура кальциевых флоккулов похожа на структуру фотосферных факелов. Водородные же флоккулы резко отличаются от них и обычно состоят из отдельных светлых волокон, которые вблизи хорошо развитого пятна располагаются в виде вихря. Площадь, занятая водородными флоккулами, может составлять до 40% солнечного диска.

Считают, что кальциевые спектрогелиограммы отражают не­ равномерное распределение температуры солнечного газа, а во­ дородные — распределение плотности ионизированного водорода в хромосфере.

Средние интенсивности факелов и флоккулов, а также площа­ ди, занимаемые ими, изменяются от минимума до максимума в 11-летнем солнечном цикле.

Протуберанцы. Это газовые образования самых различных форм, наблюдаемые в виде светящихся облаков на краю солнеч­ ного диска в области солнечной короны. В тех случаях, когда протуберанцы проектируются на диск Солнца, они наблюдаются как вытянутые темные полосы неправильного строения и назы­ ваются волокнами. Таким образом, протуберанцы и волокна представляют собой две видимые формы одного и того же сол­ нечного явления. Протуберанцы — это потоки более холодного вещества, возникающего внутри горячей и разреженной короны. Появление светящегося вещества на более темном фоне короны, по-видимому, является результатом сгущения коронального ве­ щества под воздействием сил, имеющих электромагнитный ха­ рактер.

За протуберанцами и волокнами ведутся систематические наблюдения. Для протуберанцев обычно определяют широту <р их центра, протяженность по широте Дер и высоту h над краем диска (в угловых секундах); для волокон определяют гелиографические координаты их концов ср и X, а иногда угол наклона во­ локна к параллели или к меридиану.

По характеру движения Ягер (1962) разделяет все протубе­ ранцы на две категории: спокойные и движущиеся. Спокойные протуберанцы — наиболее устойчивые солнечные образования, которые, не изменяя существенно внешней формы, могут сущест­ вовать в течение нескольких месяцев. Движущиеся протуберан­ цы отличаются заметными общими движениями, иногда очень быстрыми, которые сопровождаются сильными изменениями их структуры.

Спокойные протуберанцы имеют в среднем следующие гео­ метрические размеры: длина 200 - 103 км, толщина 6600 км, вы­ сота 42 000 км. Однако эти величины могут изменяться в доволь­

16

но широких пределах. Так, высота спокойного протуберанца мо­ жет иногда достигать 100103 км, а его длина — 1-10® км. Внут­

ри протуберанцев наблюдаются хаотические движения со ско­ ростью 5—10 км/сек.

Движущиеся протуберанцы существуют от нескольких минут до нескольких часов, в отдельных случаях до нескольких суток. Наиболее существенной их особенностью является упорядочен­ ность движения. Скорость движения вещества в протуберанцах—

В результате многолетних наблюдений протуберанцев и во­ локон установлены следующие особенности их распределения.

1.В каждом полушарии Солнца имеется две зоны возникно­ вения протуберанцев: главная (низкоширотная) и полярная. Главная зона распространяется от экватора до 50° широты. Она практически совпадает с зоной пятнообразования с тем лишь от­ личием, что ее верхняя граница расположена на 10° выше. По­ лярная зона протуберанцев и волокон занимает интервал широт от 50 до 90°.

2.Количество и активность протуберанцев главной зоны сле­ дуют ходу количества солнечных пятен, т. е. наблюдается 11-лет­ няя цикличность. В эпоху минимума солнечного цикла средняя широта главной зоны наибольшая и равна примерно 26°, а в эпоху максимума она располагается на широте около 19°.

3.Полярная зона появляется примерно за 3—4 года до эпохи минимума солнечного цикла и исчезает после его максимума.

При этом протуберанцы в зоне располагаются на более низ­ ких широтах во время высокого максимума солнечных пятен и на более высоких широтах — при низком максимуме.

волили обнаружить внутри короны над возмущенными областя­ ми фотосферы и хромосферы уплотнения коронального вещества, называемые корональными конденсациями. Плотность вещества в них по сравнению с невозмущенной короной увеличена в 9—10 раз, а температура может достигать 3,6- 106°К. Структура корональных конденсаций и ее изменение по наблюдениям в линии

О

К = 5303 А тесно связаны с изменениями магнитного поля фото­ сферы.

Корональные конденсации являются источниками интенсив­ ного рентгеновского излучения, которое примерно в 70 раз пре­ вышает интенсивность излучения невозмущенной короны. Они также представляют собой области повышенной интенсивности радиоизлучения Солнца в сантиметровом и дециметровом диапа­ зонах.