Солнечные пятна - это магнитные структуры, которые темнеют на солнечной поверхности. Каждое солнечное пятно характеризуется темным ядром, амброй и менее темным ореолом, полуостровом. Наличие полумрака отличает солнечные пятна от обычно более мелких пор.
Наблюдения невооруженным глазом за солнечными пятнами известны из разных культур. В частности, древние китайцы хранят подробные, хотя и очень неполные записи за 2000 лет.
Тем не менее, именно открытие солнечных пятен Галилеем, Шейнером и другими учеными около 1611 года с помощью тогда еще недавно изобретенного телескопа ознаменовало начало систематического изучения Солнца в западном мире и начало исследования физического характера Солнца.
Природа солнечных пятен
С течением времени преобладающее мнение о природе солнечных пятен претерпело значительные изменения. Открытие эффекта Уилсона в 1769 году даже полностью изменило преобладающую картину строения всего Солнца, по крайней мере временно.
Поскольку темные пятна, казалось, лежат глубже, чем остальная часть солнечной поверхности, некоторое время считалось, что вся внутренняя часть Солнца темна и, следовательно, более холодная по сравнению с яркой фотосферой за пределами солнечных пятен.
Прорыв в нашем понимании природы солнечных пятен произошел в 1908 году, когда Джордж Эллери Хейл впервые измерил магнитное поле в солнечных пятнах. С тех пор магнитное поле прочно утвердилось в качестве первопричины явления солнечных пятен. Кроме того, некоторые аспекты солнечных пятен были рассмотрены целым рядом других исследователей.
Процесс формирования солнечных пятен
Количество солнечных пятен сильно варьируется в течение солнечного цикла, как было впервые обнаружено Генрихом Швабе в 1843 году. Бывают моменты, когда солнечная активность минимальна, когда на солнечном диске нет ни одной солнечной точки, а около максимумов последних солнечных циклов - 10 и более солнечных пятен.
Позже систематические ежедневные наблюдения солнечного диска с конкретной целью подсчета количества солнечных пятен начал вести Рудольф Вольф, который также ввел относительное число солнечных пятен (также называемое числом Цюриха или числом Вольфа), которое по-прежнему используется как мера охвата солнечного диска солнечными пятнами.
Место образования пятен
Солнечные пятна всегда располагаются в активных областях, которые, как правило, имеют биполярную магнитную структуру. Таким образом, солнечные пятна в основном ограничиваются поясами активности, доходящими до 30 градусов по обе стороны от солнечного экватора. Широты солнечных пятен варьируются в зависимости от цикла солнечной активности.
В начале цикла они появляются в высоких широтах, иногда в точках, расположенных вплоть до 40 градусов от экватора. В ходе цикла новые солнечные пятна появляются на все более низких широтах, причем последние солнечные пятна цикла располагаются вблизи экватора. Такое поведение было впервые замечено Каррингтоном и может быть проиллюстрировано так называемой диаграммой бабочки.
Тот факт, что солнечные пятна ограничены низкими широтами, а также другими наблюдениями - например, несколько меньшей широтой предыдущей полярности по сравнению со следующей полярностью активной области - может быть воспроизведен на модели, в которой солнечные пятна и их активные зоны формируются при появлении большой магнитной трубки через солнечную поверхность.
Предполагается, что вблизи солнечной поверхности эта флюсовая трубка распадается на множество более мелких труб, большая из которых представляет собой солнечные пятна. Таким образом, солнечные пятна являются лишь наиболее яркими примерами пробирок магнитного потока на Солнце.
Видимое солнечное пятно представляет собой пересечение солнечной поверхности с такой флюсовой трубкой. Считается, что подповерхностные точки опоры этой флюсовой трубы закреплены в верхнем слое под зоной конвекции, где напряженность ее поля на порядок выше величины равновесия.
Солнечные пятна формируют сердце активной области. Однако часто наблюдается асимметрия между ведущей и следующей полярностями, при этом ведущая полярность часто укрывает доминирующую солнечную точку, хотя в некоторых случаях следующая полярность может содержать столь же массивное пятно. Солнечные пятна и, в частности, группы солнечных пятен классифицируются в соответствии с их морфологией.
Формирование солнечных пятен тесно связано с формированием активных областей в целом. По мере того, как появляется все больше магнитного потока, начинают формироваться отдельные поры.
Протопоры связаны с красными смещенными спектральными линиями, поэтому их образование совместимо с конвективным коллапсом, процессом нестабильности. Позже эти поры растут и в то же время смещаются друг к другу и сливаются, образуя более крупное солнечное пятно. Часто небольшие солнечные пятна также сливаются и образуют большие солнечные пятна.
Период образования пятен
Время образования большого солнечного пятна составляет от нескольких часов до нескольких дней.
Коалесценция может продолжаться даже после того, как свежий поток перестанет появляться, а также после того, как определенное пятно начнет распадаться, т.е. терять поток, так что солнечное пятно может расти и распадаться очень быстро. Слияние магнитных элементов и пор для образования солнечного пятна должно быть вызвано определенной силой.
Одна из идей заключается в том, что слияние небольших флюсовых трубок с солнечными пятнами - это реальная отдача и что отдельные фрагменты, образующие солнечное пятно, являются частью большой флюсовой трубки, расположенной где-то в конвекционной зоне.