3. Активные долготы и магнитные поля

Наше рассмотрение активных долгот было бы неполным, если бы мы специально не остановились на долготном распределении солнечных магнитных полей, составляющих основу солнечной активности. Сильные магнитные поля связаны с солнечными пятнами. Поэтому, говоря об активных долготах солнечных пятен, мы тем самым, в сущности, сказали практически все об активных долготах сильных магнитных полей. Следует только лишний раз подчеркнуть, что именно в таких долготных интервалах вращение Солнца оказывается не дифференциальным, а жестким (или почти жестким).

Совсем другое дело слабые магнитные поля, которые иногда не совсем правильно называют фоновыми. Эти поля, измеряемые с помощью солнечного магнитографа и поэтому усредненные по большой площади солнечной фотосферы (см. главу 1), считают «освобожденными» от магнитного поля солнечных пятен. Тем не менее, оказывается, что именно в местах активных областей (т. е. сильного магнитного поля) они, как правило, имеют напряженность на порядок более высокую, чем вне их. Поэтому либо такое исключение все же не может считаться полным, либо слабые магнитные поля тесно взаимосвязаны с сильными. Но тогда в обоих случаях их, строго говоря, нельзя считать фоновыми.

Мы уже знаем, что слабые магнитные поля одной полярности имеют обыкновение группироваться. Наиболее простой формой такой группировки служат сечения, которые обычно охватывают одну или несколько активных областей. Их легко обнаружить, если синоптическую карту слабых полей за солнечный оборот разрезать вблизи экватора на полоски между широтами ±20° и ±20 - 40°. В эпоху максимума число таких сечений на низких широтах достигает 15, к минимуму 11-летнего цикла оно заметно уменьшается. Рассматривая временные последовательности сечений, можно заметить, что они постепенно укрупняются и затем снова уменьшаются, создавая ряды. Время существования ряда достигает 10 солнечных оборотов. Судя по наклону рядов к временной оси, можно считать, что на низких широтах (до ±20°) их период вращения равен 27 суткам, а на более высоких - 28 - 29 суткам. В свою очередь, нередко, особенно на ветви спада 11-летнего цикла солнечной активности, соседние ряды противоположной полярности образуют непрерывные потоки. В потоках одна из полярностей является преобладающей. Время их существования равно 2 - 3 годам. Еще дольше сохраняются устойчивые сверхгигантские регулярные структуры слабых магнитных полей, охватывающие долготные интервалы до 100°. Такие структуры обычно выделяются при раздельном рассмотрении полей северной и южной полярности. Характерной особенностью слабых магнитных полей является преобладание в них одной полярности. В 19-м и 20-м циклах преобладающей была южная (или отрицательная) полярность. Экватор Солнца, в отличие от областей сильного магнитного поля, не служит помехой для крупных структур слабого поля. Они свободно пересекают его в ту или другую сторону. Все это приходится учитывать при рассмотрении вопроса о долготном распределении слабых магнитных полей.

Уже из этого чисто качественного описания видно, что по крайней мере на ветви спада 11-летнего цикла в отдельных долготных интервалах имеются устойчивые структуры слабого магнитного поля, сохраняющиеся несколько лет. Для более детального изучения были построены карты распределения магнитных полей одной полярности с помощью уже знакомого нам метода изолиний. К сожалению, возможности для исследования этих полей еще меньшие, чем для изучения долготного распределения хромосферных и корональных активных образований. И тем не менее, они позволили выяснить, пожалуй, самые животрепещущие стороны интересующего нас вопроса.

Прежде всего было установлено, что активные долготы слабых магнитных полей реально существуют» причем наиболее четко они выделяются для полей преобладающей полярности. С точностью до масштаба по долготе самые мощные из них совпадают с основными активными долготами и являются общими для полей обеих полярностей. Но на этом и заканчивается сходство активных долгот слабых магнитных полей с активными долготами других индексов солнечной активности. Как и следовало ожидать, они располагались асимметрично относительно экватора Солнца. Устойчивость активных долгот слабых магнитных полей оказалась очень скромной. Только одна из них «выжила» в течение 19-го и 20-го циклов, остальные же либо исчезли, либо сильно сместились по долготе. Если в 19-м цикле такие долготные интервалы были выделены и в северном и в южном полушариях Солнца, то в 20-м цикле они находились преимущественно в северном полушарии. Дополнительным свидетельством изменчивости долготного распределения слабых магнитных полей может служить безуспешность попытки выделения сверхгигантских магнитных структур, которые отчетливо были видны на ветви спада 19-го цикла, в следующем 20-м цикле.

Наконец, степень концентрации активности в активных долготах слабых полей самая низкая по сравнению с другими активными образованиями. Итак, мы пришли к довольно печальному итогу: слабые магнитные поля нельзя рассматривать в качестве основы активных долгот, хотя они и вносят в эти долготные интервалы некую скромную лепту. Впрочем, это не так уж и удивительно, если вспомнить, что активные долготы характерны прежде всего для мощных активных образований.

В начале 70-х годов некоторые исследователи Солнца, исходя из обнаруженной ими взаимосвязи между протонными вспышками и корональными конденсациями, с одной стороны, и соответствующими их появлению особенностями конфигурации слабых магнитных полей, с другой, пришли к заключению, что именно эти поля «диктуют условия» пространственно-временному изменению солнечной активности. Однако эта концепция оказалась очень уязвимой. Действительно, только что полученный нами вывод о характере долготного распределения слабых магнитных полей определенно противоречит такому заключению. К тому же хорошо известно, что если эти поля и оказывают какое-то влияние, то скорее на стадии ослабления активности. Немаловажно также, что слабым полям даже в их активных долготах, видимо, все же присуще дифференциальное, а не жесткое вращение. Об этом свидетельствует различие синодических периодов вращения их рядов на низких и более высоких широтах, о которых уже говорилось в этом разделе, а также сильное смещение их активных долгот от цикла к циклу. Если рассматривать картину долготного распределения солнечных магнитных полей в целом, то становится ясным, что области сильных и слабых магнитных полей как бы взаимно дополняют друг друга. Поэтому с учетом всего сказанного следует считать сильные магнитные поля главным «дирижером» долготного распределения солнечной активности.