3. Факельные площадки

Группы солнечных пятен вблизи края видимого диска Солнца всегда наблюдаются на уровне фотосферы в окружении светлых волокнистых образований (рис. 2). Это фотосферные факелы, которые были известны и регулярно наблюдались еще с середины прошлого столетия. В фотосферных наружных слоях они горячее, чем окружающая их среда. Вид их весьма разнообразен. Самые яркие из фотосферных факелов обычно выглядят как более компактные образования, в которых светлые волоконца тесно прилегают друг к другу. Менее контрастные отличаются и большей рыхлостью. Волоконца в них располагаются на значительных расстояниях друг от друга. Порой их даже трудно отличить от окружающей фотосферы. Такие факелы чаще всего наблю« даются без солнечных пятен.

Рис. 2. Фотосферные факелы с группами солнечных пятен 30 августа 1980 г. (Горная астрономическая станция ГАО АН СССР).

Ближе к центру видимого солнечного диска фото-сферные факелы практически не видны, поскольку в этих местах излучение выходит из более глубоких слоев, в которых излучение факела и фотосферы практически одинаково. Если бы не это обстоятельство, то фотосферные факелы можно было бы наблюдать на всем солнечном диске, а не только в течение 3 - 4 дней вблизи его восточного и западного краев. Вблизи солнечного лимба отчетливо различаются факельные гранулы диаметром 750 - 1500 км. По-видимому, они представляют собой скопления неразрешенных ярких точек факелов, которые хорошо видны при наблюдениях в крыльях линии ионизованного кальция К в факелах без солнечных пятен. Фотосферные факелы являются областями усиленного магнитного поля и движения. Правда, их магнитное поле имеет напряженность в десятки раз меньшую, чем поле солнечных пятен. Но зато оно в несколько раз превосходит напряженность магнитного поля в окружающей невозмущенной фотосфере.

Фотосферные факелы служат как бы нижним этажом факельных площадок, которые пронизывают фотосферу и хромосферу. В хромосфере они наблюдаются в красной линии водорода На, фиолетовых линиях ионизованного кальция Н и К, а также в линиях ионизованного гелия и других химических элементов в ультрафиолетовой области спектра. Особенно хорошо они заметны в линиях Н_α, Н и К. Вид факельных площадок в этих линиях напоминает вид фотосферных факелов. Нередко их называют водородными и кальциевыми флоккулами. Кальциевые флоккулы (рис. 3), как правило, располагаются над фотосферными факелами и обладают такими же или даже большими размерами. Водородные флоккулы по своему расположению и площади выглядят как дальние родственники фотосферных факелов. Они, по-видимому, являются другим ярусом факельных площадок. Водородные флоккулы обычно значительно меньше по размерам, чем кальциевые, и не столь устойчивы. Структурные элементы факельных площадок можно проследить во всех слоях солнечной атмосферы, хотя с высотой размер их растет. Если в фотосфере их поперечник меньше 700 км, то в хромосфере по наблюдениям в линии ионизованного кальция К он в несколько раз больше, а в области, переходной от хромосферы к короне, равен 15 тыс. км.

Рис. 3. Солнечный диск в свете линии К ионизированного кальция 10 августа 1960 г. с кальциевыми флоккулами (Горная астрономическая станция ГАО АН СССР).

Рис. 3. Увеличенная фотография кальциевого флоккула с группой солнечных пятен (Горная астрономическая станция ГАО АН СССР).

Факельные площадки - крайне неоднородные образования. Они характеризуются значительными колебаниями яркости, существенными различиями температуры, скорости движения вещества, напряженности магнитного поля в разных их местах. Размеры их весьма внушительны. Поперечник самых маленьких из них составляет десятки тысяч километров, а нередко достигает сотки тысяч километров. Живучесть факельных площадок значительно больше, чем солнечных пятен. Они существуют от нескольких дней до нескольких месяцев. В тех случаях, когда в них нет пятен, контраст и устойчивость их значительно меньше. Наличие в факельных площадках солнечных пятен как бы вливает в них новые силы и способствует их «долговечности».

В отличие от пятен, факельные площадки появляются по всему видимому диску Солнца, но вблизи полюсов они очень неустойчивы. Яркость и размеры их тоже гораздо меньше, чем у факельных площадок, расположенных в «королевских зонах». Средний их размер равен 2300 км. Обычно они существуют от нескольких часов до трех суток и располагаются, как правило, на гелиографических широтах, не ниже ±60°. Эти полярные факельные площадки, или, как чаще их называют, полярные факелы, тесно связаны со структурой магнитного поля вблизи полюсов Солнца.

Факельные площадки, как и группы пятен, чаще всего вытянуты вдоль солнечных параллелей. Ведущая их часть, как правило, располагается ближе к экватору, чем хвостовая. Если в экваториальных зонах эти площадки имеют овальную или неправильную форму, то вблизи полюса они значительно более круглые.

Развитие факельных площадок начинается с увеличения их яркости и компактности. Если в них появляются солнечные пятна, то наряду с общей тенденцией развития наблюдается также усиление яркости в местах появления мелких пятен и пор. Площадь факельных площадок постепенно увеличивается. После исчезновения пятен «силы их выдыхаются». Они становятся более рыхлыми и все менее контрастными, но размер их все еще растет. Затем площадь их начинает уменьшаться и, наконец, факельная площадка «растворяется» в окружающей среде. Параллельно с этими изменениями происходят также изменения напряженности их магнитного поля. Но даже после того как факельная площадка уже не видна, напряженность магнитного поля все еще превышает напряженность поля соседних областей атмосферы Солнца.