Солнечные пятна живут от нескольких часов до нескольких месяцев. Срок cуществования увеличивается линейно с максимальным размером. Большинство же солнечных пятен живут менее суток.
Продолжительность жизни примерно в течение дня или более недели часто не очень определена из-за перерывов в наблюдениях из-за наступления темноты или прохождения солнечного пятна за солнечной конечностью в результате вращения солнца.
По мере приближения солнечного пятна к солнечной конечности полутени на стороне ближе к центру диска, а часто и ширина умбры уменьшается на большее количество, чем ширина полутени на обратной стороне. Эффект Уилсона трудно измерить количественно, так как эволюция формы солнечного пятна мешает точному определению этого эффекта.
Проблема эволюции солнечных пятен при прохождении их через солнечный диск лучше всего решается статистически, то есть с использованием достаточно большого количества солнечных пятен. Затем случайные эффекты эволюции нивелируются, а эффект Уилсона остается. Однако был найден способ избежать эффекта Уилсона.
Для этого сравнили скорость вращения солнца, определенную из солнечных пятен двумя разными способами:
- следуя за солнечными пятнами на солнечном диске;
- определяя интервал времени между двумя последовательными проходами солнечных пятен по центральному меридиану.
Коэффициент вращения, полученный при первом методе, зависит от величины эффекта Уилсона, в то время как второй метод не зависит от него.
Магнитное поле солнечных пятен
Обобщение магнитных свойств солнечных пятен
Магнитное поле - это центральная величина, определяющая свойства солнечных пятен. Оно пронизывает каждую часть солнечного пятна и, значительно снижая конвективный перенос тепла снизу, в конечном счете, отвечает за темноту солнечных пятен.
И наоборот, солнечные пятна были первыми астрономическими объектами, признанными обладателями магнитного поля. После этого открытия было обнаружено, что все наблюдаемые солнечные пятна имеют магнитное поле и на основе магнитного поля солнечных пятен также открыли закон полярности солнечного магнитного цикла, часто называемый законом Хейла.
Напряженность поля
Легче всего измерить напряженность через эффект Зеемана в слоях фотосферы. Там он достигает пиковых значений 2000-3700 G (т.е. 0,2-0,37 T) в отдельных частях солнечных пятен. Распространение значений свойственно Солнцу - большие солнечные пятна имеют более высокую максимальную напряженность поля.
Напряженность поля устойчиво падает к периферии солнечного пятна, достигая 700-1000 G (0,07-0,1 T) на краю видимого солнечного пятна. Самое сильное поле в солнечном пятне обычно ассоциируется с самой темной частью пятна (темным ядром) и обычно близко к вертикали, а на видимой границе солнечного пятна оно наклоняется на 70-80 градусов до вертикали.
Магнитное поле солнечного пятна, тем не менее, остается далеко за его границей белого света в виде почти горизонтального навеса с основанием в средней и верхней фотосфере. Напряженность поля выше высоты основания навеса продолжает медленно, но неуклонно уменьшаться для увеличения расстояния от белого солнечного пятна. В пределах видимого контура солнечного пятна напряженность поля уменьшается с ростом.
Эти наблюдаемые свойства магнитных полей солнечных пятен подтверждают теоретическую концепцию, согласно которой солнечные пятна видимого света представляют собой пересечение солнечной поверхности с большой магнитной трубкой поля, выходящего из глубины Солнца в атмосферу. В небольших масштабах магнитное поле умбры выглядит относительно однородным, в то время как полупробное поле волоконно состоит из двух радиально направленных компонентов. Они отличаются наклоном к вертикали и, возможно, напряженностью поля.
Крупномасштабная магнитная структура солнечных пятен
Магнитное поле солнечных пятен измерялось в фотосферных слоях посредством дробления линий поглощения в видимом и инфракрасном диапазонах. Напряженность магнитного поля наибольшая вблизи геометрического центра обычных солнечных пятен.
Почти все спектральные линии показывают плавное снижение напряженности поля наружу. Это резко контрастирует с яркостью, которая прыгает на границе между умброй и полуостровом. Таким образом, в напряженности поля граница поля не прослеживается. Эта простая картина относительно гладкого магнитного распределения действительна для пространственного разрешения. При более высоком разрешении мелкомасштабная структура поля становится все более заметной.
Измерение напряженности поля солнечных пятен
Тот факт, что магнитное поле солнечных пятен является самым слабым, а прямой свет является самым сильным на границе, делает измерения там особенно сложными. Впоследствии было установлено, что полученные значения лежат между указанными выше крайностями, причем наиболее надежные из них получены в результате инфракрасных наблюдений и данных, собранных с помощью усовершенствованного поляриметра Стоукса.
Место, где трудно измерить точные свойства солнечной пятнистой плазмы, находится вблизи границы умбры-пенумбры. В частности, на умбральной стороне граничного прямоугольника из полутени можно фальсифицировать местные значения. Граница умбры обычно соответствует напряженности поля около 1400-2200 G, а выведенное значение несколько зависит от используемой спектральной линии.
Измерения напряженности поля (и наклона) сопряжены с проблемами, в первую очередь с прямым освещением и повышенным смешиванием, особенно с молекулярными линиями. Это, как правило, приводило, с одной стороны, к неточностям в напряженности поля самой холодной части и, с другой стороны, к грубой недооценке B самом маленьком пятне (из-за прямого света).