7. Магнитные области

Все явления солнечной активности как бы цементируются солнечными магнитными полями, которые существуют во всех слоях атмосферы Солнца. О них в самых общих чертах мы уже говорили в гл. 1. Естественно, что их напряженность и строение в фотосфере, хромосфере и короне весьма различны. Но сейчас еще рано вникать в эти детали, поскольку данные, полученные к настоящему времени для хромосферы и короны, настолько противоречивы, что вряд ли могут способствовать созданию цельной картины строения и развития магнитных полей на Солнце. Наиболее полно изучены фотосферные магнитные поля. Поэтому мы и ограничимся описанием их особенностей, связанных непосредственно с солнечной активностью.

Как уже отмечалось, основными структурами фотосферного магнитного поля в «королевских зонах» Солнца и даже несколько дальше от экватора являются биполярные и униполярные магнитные области (рис. 8). Биполярные магнитные области, как правило, совпадают с факельными площадками и охватывают участки до 100 тыс. м. д. п. Их полярности обычно соответствуют полярностям магнитного поля пятен групп, расположенных внутри этих факельных площадок. Напряженность поля биполярных магнитных областей изменяется, хотя и слабо, со временем в зависимости от их «возраста» и от уровня солнечной активности.

Рис. 8. Униполярные и биполярные области фотосферного магнитного поля Солнца (Обсерватория Маунт Вилсон, США). Сплошная линия - северная магнитная полярность, пунктир-южная.

Униполярные магнитные области, помимо того, что они располагаются ближе к полюсам Солнца, чем биполярные, находятся к востоку от них. Более того, их полярность совпадает с полярностью хвостовой части биполярных областей соответствующего полушария Солнца. К западу от них и ближе к экватору обнаруживаются так называемые тени (или духи) униполярных магнитных областей. Не случайно они получили такое странное название. Ведь напряженность их магнитногополя находится почти на пороге «видимости» солнечного магнитографа. Полярность этих теней совпадает с полярностью ведущей части биполярных магнитных областей соответствующего полушария Солнца. Биполярные и униполярные магнитные области постепенно расширяются вдоль оси к западу и востоку со средней скоростью 100 - 200 м/с, причем к западу значительно быстрее. В этом отношении они очень напоминают группы солнечных пятен. Такой характер расширения магнитных областей подчеркивает их связь с дифференциальным вращением Солнца.

Долгое время среди исследователей нашего дневного светила была широко распространена точка зрения, что униполярные магнитные области представляют собой лишь «постаревшие», потерявшие свою былую силу биполярные. В этом убеждали и взаимное расположение на видимом солнечном диске и полярность этих областей. Однако сейчас многие считают, что эти два вида областей являются если не всегда, то по крайней мере во многих случаях вполне самостоятельными структурами магнитного поля Солнца. Немаловажным доводом в пользу этого утверждения служит то обстоятельство, что если биполярные магнитные области наиболее многочисленны в годы общего роста солнечной активности, то униполярные - в годы ее спада.

Полярность магнитных полей Солнца, и сильных и слабых, в северном и южном полушариях, как правило, противоположная не только в экваториальных, но и в полярных областях. Она изменяется в противофазе вблизи экватора и у полюсов Солнца. Более подробно с особенностями этого изменения мы познакомимся позднее. А пока важно обратить внимание на то, что примерно с периода максимума солнечной активности и до ее минимума полярность магнитного поля (если судить по ведущей части биполярных магнитных областей и групп солнечных пятен) одинакова по всему полушарию Солнца, тогда как после минимума солнечной активности и до ее следующего максимума она противоположна вблизи экватора и у полюсов.

Увеличение разрешающей способности солнечного магнитографа, позволяющее выделять детали размером 8 тыс. км и меньше, дало возможность получить некоторые новые сведения о строении биполярных и униполярных магнитных областей. Самое интересное и важное из них состоит в том, что новый магнитный поток обычно появляется внутри старой области, и притом не постепенно, а внезапно. Как биполярные, так и униполярное области отличаются очень сложным, запутанным строением, когда весьма затруднительно четко разграничить области противоположной полярности, т. е. в сущности они являются мультиполярными. Как уже говорилось, магнитные детали одной полярности, как правило, склонны к сближению и соединению. Наоборот, детали противоположной магнитной полярности обычно избегают друг друга. Иногда наблюдается даже «выталкивание» площадки одной полярности, когда она окружена областью другой полярности. Наконец, наблюдения с высоким разрешением привели к наблюдениям так называемых эфемерных областей. Это биполярные магнитные области небольшого размера (меньше 100 м. д. п.) с продолжительностью жизни около одних суток. Они видны также в свете линий ионизованного кальция Н и К. Эти магнитные образования появляются на самых различных широтах и долготах Солнца. За день может возникнуть до 100 эфемерных областей. Они, по-видимому, связаны с яркими корональны-ми точками.