Но где лежит граница между солнечной активностыо и тем, что исследователи Солнца привыкли называют спокойным Солнцем? И является ли эта граница стабильной?
Обычно солнечной активностью называют целый комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца, которые охватывают сравнительно большие области, поперечником не менее нескольких тысяч километров, и отличаются весьма значительными изменениями со временем физических характеристик соответствующих слоев солнечной атмосферы.
Пока ученые интересовались средними характеристиками того или иного слоя солнечной атмосферы и старались избегать тех областей, в которых эти характеристики резко выделялись, именно эти области и рассматривались как проявления солнечной активности. Но пришло время, когда исследователи Солнца заинтересовались детальным строением не только активных образований, но и «спокойных» областей Солнца. Тогда некоторые ученые стали склоняться к мнению, что никакой резкой границы между активными и спокойными областями нашего дневного светила вообще нет. Все Солнце бурлит, изменяется. И стоит ли вводить какое-то условное разделение, если дело только в масштабе происходящих явлений?
Спокойное Солнце отличается не только масштабами явлений, по также их хаотичностью, а солнечная активность — упорядоченностью. В принципе можно согласиться с тем, что граница между «спокойным» и «активным» Солнцем весьма условна. Дальнейшие исследования помогут уточнить эту границу. Сейчас же у нас пока нет оснований отступать от класического определения солнечной активности. Единственно, в чем мы сделаем отступление, это в том, что не будем игнорировать микроструктуру активных образований на Солнце, поскольку понимание ее природы значительно способствует раскрытию сущности этих явлений.
2.2. Солнечные пятна
Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темные пятна, аки гвозди». Они боялись этих пятен, считали их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII века Галилей впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX столетия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.
Больше ста лет посвятили исследователи Солнца изучению солнечных пятен. Но мы нисколько не погрешим против истины, если возьмемся утверждать, что и теперь среди явлений солнечной активности трудно найти более сложное и во многих отношениях непонятное образование, чем солнечное пятно. Перечень достаточно уверенных заключений о его природе невелик. Мы и начнем с этих, так сказать, азбучных истин.
Солнечные пятна представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца. Температура их па 1500—2000° ниже температуры окружающей среды. Поэтому по контрасту они кажутся нам темными. Пятна имеют тарелкообразную форму с «дном» на глубине 700—1000 км.
В начале нынешнего столетия было обнаружено, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана, такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях. Таким образом, в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечных пятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500 Гс, а в большинстве случаев составляет 2000—3000 Гс. Иногда она достигает даже 5000 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысяч километров.
Солнечные пятна (рис.1) имеют довольно сложное строение. Самая темная внутреняя их часть называется тенью или ядром. Она в большинстве случаев окружена более светлой волокнистой структурой, которая называется полутенью. Наличие полутени служит признаком устойчивости пятна, как бы большей его «живучести». Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют немногим более одних суток и в течение часов остаются неизменными. Размеры их колеблются от 1000 до 3500 км... Такие пятна называют норами. Рассмотрим основные особенности правильных пятен, т. е. пятен без заметных отклонений от круглой формы.
Тень пятна в среднем занимает 0,17 его общей площади и составляй всего 5—15% яркости фотосферы в видимом свете. Раньше многие исследователи Солнца считали, что "чем больше размер пятна, тем темнее его тень.
Сейчас это утверждение представляется весьма сомнительным. В течение долгого времени было общепринято, что, в отличие от полутени, вся площадь тени пятна является однородно темной. Однако наблюдения из стратосферы показали, что она обладает большой неоднородностью и активностью.
В тени пятен, как правило, наблюдаются очень маленькие яркие точки диаметром 100—150 км. Они существуют иногда до трех часов и значительно горячее стального вещества ядра. В тени среднего по размеру пятна одновременно появляется примерно 20 ярких точек. Они свидетельствуют о неоднородности магнитного поля ядра пятна. Дальними «родственниками» ярких точек, по-видимому, можно считать вспышки в тени. Это быстро изменяющиеся яркие неоднородности, которые лучше всего заметны в фиолетовых линиях ионизованного кальция Н и К и отчасти в красной линии водорода На. Вспышки в тени длятся примерно 50 с, повторяются каждые 100—200 с, передвигаясь по Направлению к полутени со скоростью около 40 км/с. Диаметр их составляет примерно 200 км, а напряженность магнитного поля - 2000 Гс. Следует отметить, что пока неизвестно, связаны ли эти вспышки с яркими точками тени. Скорее всего, они порождены волновыми процессами, образующимися в более низких слоях яра пятна. В тени многих солнечных пятен, хотя и не всех, отмечались колебания скорости по лучу зрения с периодом около 165 с и амплитудой 0,2. Кроме того, там наблюдались колебания магнитного поля.
Еще более сложна структура полутени пятен. Как показало изучение снимков с высоким разрешением, в частности, полученных из стратосферы, она состоит не просто из светлых и темных волокон, как считалось совсем недавно. Примерно 43% площади полутени занимают яркие зерна вытянутой формы длинно 1500 км и шириной 100—350 км, которые медленно движутся по направлению к тени пятна со скоростью до 0,5 км/с. Скопление их на границе тень — полутень создает так называемое внутреннее светлое кольцо Секки. В темных областях полутени, наоборот, происходит быстрое вытекание вещества из пятна со скоростью примерно 6 км/с. В полутени пятен правильнои (т. е. круглой) формы наблюдаются бегущие волны, которые возникают внутри тени непосредственно вблизи ее границы и распространяются наружу со скоростью около 20 км/ч. В красной линии водорода видны вспышки в полутени, амплитуда скорости которых равна 1 км/с, а период — 210—270с.
В полутени пятна магнитное поле гораздо слабее, чем в тени. Видимые в ней образования говорят о направлении не только движений вещества, но и о направлении силовых линий магнитного поля. Имеются веские доводы в пользу того, что ядро пятна является более глубинным образованием, а полутень относится к поверхностным слоям вблизи фотосферы Солнца.
Наконец, вокруг полутени наблюдается яркое или светлое кольцо. Яркость его превышает яркость окружающей фотосферы примерно на 3—4%. Это кольцо в течение почти тридцати лет было предметом ожесточенных споров, причем речь шла даже не о его свойствах, а о реальности самого его существования.
Под давлением авторитета некоторых видных исследователей Солнца светлые кольца были надолго, как бы забыты. И только в последние 10—15 лет они вызвали к себе большой интерес. Теперь уже никто не сомневается в том, что они реально существуют. Но как следует из наблюдений с высоким разрешением, их нельзя, считать кольцами в буквальном смысле этого слова. Они представляют собой скопление маленьких ярких элементов, вынесенных на границу полутени, и обладают довольно неправильной формой. Причиной возникновения светлых внешних колец, по-видимому, служит избыток энергии, который переносится к поверхности веществом, отброшенным от области сильного магнитного в центральной части пятна.
Магнитное поле пятен имеет весьма сложную структуру. В какой-то степени оно напоминает веер. В ядре пятна его силовые линии практически перпендикулярны к видимой поверхности Солнца, тогда как на внешней границе полутени почти параллельны ей. В пятнах любой формы, и сложности, в том числе в правильных, наблюдаются движущиеся магнитные образования поперечником менее 1500 км. У растущих пятен такие образования чаще всего смещаются внутрь пятна (даже его тени) или поры со скоростью 0,25—1,0 км/с. Все также элементы имеют ту же полярность, что и само пятно. У распадающихся пятен обычно отмечаются движения магнитных образований наружу. Лучше всего они заметны в виде ярких точек, которые движутся. Радиально от пятна к магнитной сетке со скоростью до 2 км/с (по наблюдениям в фиолетовом крыле линии ионизованного кальция К и в линии циана). Особенно часто их наблюдают в распадающихся пятнах, окруженных областью, которая лишена устойчивого магнитного поля и простирается на 10-20 тыс. км от края пятна,— гак называемым рвом. Отдельные элементы выходящего магнитного потока могут иметь любую полярность, но чаще характерную для пятна, из которого они выходят.