Солнечная активность
Солнечная активность
Солнечная активность — все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность Солнца магнитных полей. Уже 1-ые измерения эффекта Зеемана, проведённые сначала 20 в., проявили, что поля в пятнах характеризуются напряжённостью порядка нескольких тыс. эрстед, причём такие поля реализуются в областях с поперечником 20 000 км.
Современные приборы для измерения полей на Солнце позволяют не только лишь определять величину поля с точностью до 1 Э, да и судить об углах наклона вектора напряжённости магнитного поля. Выяснено, к примеру, что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля добиваются 1000-4500 Э. В центре пятна поле ориентировано ввысь, повдоль радиуса Солнца, но к периферии его наклон возрастает, и в полутени поле уже фактически параллельно солнечной поверхности . Поле На Солнце очень беспокойно.
На этой картинке, представленной в условных цветах, изображена активная область, расположенная на краю диска Солнца. Жгучая плазма вырывается из Солнечной фотосферы и движется повдоль линий магнитного поля. Красноватым отмечены очень жаркие области, указывая на то, что по неким петлям магнитного поля распространяется более горячее вещество, ежели по другим петлям. Петли магнитного поля очень значительны, так что снутри их просто может поместиться Земля.
Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов Солнца, тогда как на низких широтах оно нередко возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только лишь фотосферу, но попадают и во наружные слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать 1000 Э, над полутенью и факелами 100 Э. Косвенные данные молвят, что поля в короне над активной областью 10-0,1 Э. Т. о., активная область (либо центр активности) отождествляется с местом завышенной напряжённости магнитног поля. Нижнее основание активной области — факелы и пятна — размещается в фотосфере. Высшая часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне — как корональная конденсация.
В большинстве случаев активные области характеризуются 2-мя полюсами обратной полярности — т.н. биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса обратной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Верхушки арок медлительно подымаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.
Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магного поля в фотосфере появляется факел, равномерно увеличивающий свою площадь и яркость. Приблизительно через день в нём появляется несколько тёмных точек — пор, развивающихся потом в солнечные пятна. Десятые — одиннадцатые день жизни области характеризуются более бурными процессами в хромосфере и короне. При всем этом размер огромных групп пятен добивается 20 гелиографических градусов по долготе и 10 по широте либо 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна равномерно пропадают, над областью повисает огромный протуберанец. Через полгода либо год данная область исчезает.
Для среднего пятна с полем 3000 Э магнитная энергия само мало в 10 раз превосходит кинетич. энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке непременно находится горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в итоге чего конвекция в пятнах оказывается существенно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к наименьшему поступлению энергии в область пятен, так как энергия в глубочайших слоях переносится конвективными движениями. Возможно, с этим и связаны более низкая температура и «чернота» пятен.
Наблюдаемые в тени пятен гранулки (с размерами до 300 км и среднем временем жизни 15-30 мин) указывают на наличие очень видоизменённой конвекции. Она состоит тут в том, что отдельные элементы жаркого газа прорываются в пятнах повдоль поля до фотосферных высот.
Там они расширяются, сжимая окружающий газ совместно с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения ввысь и вниз в тесновато расположенных трубах с некординально изменяющимся поперечным сечением (т. е. с малозначительной деформацией силовых полосы). В почти всех других случаях — при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории перемещения газа также совпадают с ходом силовых линий.
Степень воздействия поля на строение наружной атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магнитного потока (1017-1022 Мкс), так и от того, как очень он меняется с высотой и во времени.