уявлень може змінитися в майбутньому. Проте різні прояви сонячної активності вже можна розглядати як єдиний процес, пов'язаний з життям Сонця.
За останні десятиліття накопичено велику кількість даних, які свідчать про те, що такі коливання мають певний вплив на ряд геофізичних процесів, а також на явища, що відбуваються в біосфері нашої планети - тобто в тваринному і рослинному світі Землі, в тому числі і в організмі людини .
Так, наприклад, багато дослідників приходять до висновку про залежність між рівнем сонячної активності і різними аномаліями в процесах погоди і клімату. Зокрема, було відзначено, що в періоди максимуму сонячної активності відбувається посилений обмін повітряними масами між тропічними і полярними районами нашої планети. Тепле повітря проникає далеко на північ, холодний - на південь. Погода стає нестійкою, а атмосферні явища набувають іноді бурхливий характер.
Тривале зіставлення спеціальних карт сонячної активності, які регулярно складаються гірської астрономічної станцією під Кисловодськом, з метеорологічними даними показало, що невдовзі після проходження активних областей через центр сонячного диска в земній атмосфері нерідко виникають сильні збурення, що ведуть до утворення циклонів і антициклонів і різкою зміною погоди. Є також підстави припускати, що активні явища на Сонці в якійсь мірі впливають і на такі геофізичні процеси, як виверження вулканів, землетруси, коливання рівнів морів і океанів, і навіть на швидкість добового обертання нашої планети.
Однак фізичний механізм, що зв'язує коливання сонячної активності і процеси, що протікають в атмосфері Землі і її надра, поки залишається неясним. В цьому напрямку ведуться дослідження.
2.1. Сонце спокійне і активне
Як вже говорилося, речовина Сонця вічно перебуває в русі - то упорядкованому, то хаотичному. Його атмосфера, настільки неоднорідна у багатьох відношеннях, раз у раз відчуває в різних місцях дуже різні зміни температури, густини, тиску, напруженості магнітного поля. На перший погляд (особливо, якщо розглядати маленькі області сонячної атмосфери, діаметром у кілька) сотень кілометрів) ці зміни виглядають неупорядкованими і в них абсолютно неможливо розібратися. Здавалося б, все его не має ніякого відношення до сонячної активності. Дійсно, явища, про які йде мова, дуже різноманітні, хоча б тому, що вони відбуваються в різних областях атмосфери (Сонця, володіють різними фізичними умовами. Тим не менш, вони тісно пов'язані один з одним, мабуть тому, що викликає їх якась то загальна причина.
Але де лежить межа між сонячної актівностио і тим, що дослідники Сонця звикли називають спокійним Сонцем? І чи є ця межа стабільною?
Зазвичай сонячною активністю називають цілий комплекс різних явищ, що відбуваються в атмосфері Сонця, які охоплюють порівняно великі області, діаметром не менше кількох тисяч кілометрів, і відрізняються досить значними змінами з часом фізичних характеристик відповідних верств сонячної атмосфери.
Поки вчені цікавилися середніми характеристиками того чи іншого шару сонячної атмосфери і намагалися уникати тих областей, в яких ці характеристики різко виділялися, саме ці області і розглядалися як прояви сонячної активності. Але прийшов час, коли дослідники Сонця зацікавилися детальним будовою не тільки активних утворень, а й «спокійних» областей Сонця. Тоді деякі вчені схиляються до думки, що ніякої чіткої межі між активними і спокійними областями нашого денного світила взагалі немає. Все Сонце вирує, змінюється. І чи варто вводити якесь умовне поділ, якщо справа тільки в масштабі явищ, що відбуваються?
Спокійне Сонце відрізняється не тільки масштабами явищ, по також їх хаотичністю, а сонячна активність - впорядкованістю. В принципі можна погодитися з тим, що межа між «спокійним» і «активним» Сонцем досить умовна. Подальші дослідження допоможуть уточнити цю межу. Зараз же у нас поки немає підстав відступати від класичного визначення сонячної активності. Єдине, в чому ми зробимо відступ, це в тому, що не будемо ігнорувати мікроструктуру активних утворень на Сонце, оскільки розуміння її природи значно сприяє розкриттю сутності цих явищ.
2.2. сонячні плями
Зовсім недавно, якусь сотню з гаком років тому, коли говорили про сонячну активність, то мали на увазі сонячні плями. Якщо навіть не йти в глиб століть, можна згадайте, що ще в Стародавній Русі крізь дим лісових пожеж люди бачили «темні плями, аки цвяхи». Вони боялися цих плям, вважали їх поганою ознакою. Потім на початку XVII століття Галілей вперше направив телескоп на Сонце і з тих пір почалися більш-менш регулярні спостереження сонячних плям. А з середини XIX століття ці спостереження ведуться щодня, якщо дозволяє погода.
Більше ста років присвятили дослідники Сонця вивчення сонячних плям. Але ми аніскільки не погрішимо проти істини, якщо візьмемося стверджувати, що і тепер серед явищ сонячної активності важко знайти більш складне і багато в чому незрозуміле утворення, ніж сонячна пляма. Перелік досить упевнених висновків про його природі невеликий. Ми і почнемо з цих, так би мовити, азбучних істин.
Сонячні плями (рис.1) мають досить складну будову. Сама темна внутрішня їх частина називається тінню або ядром. Вона в більшості випадків оточена світлішою волокнистої структурою, яка називається півтінню. Наявність півтіні служить ознакою стійкості плями, як би більшою його «живучості». Нерідко зустрічаються і сонячні плями без півтіні. Зазвичай вони існують трохи більше однієї доби і протягом годин залишаються незмінними. Розміри їх коливаються від 1000 до 3500 км. Такі плями називають норами. Розглянемо основні особливості правильних плям, т. Е. Плям без помітних відхилень від круглої форми.
Тінь плями в середньому займає 0,17 його загальної площі і складай всього 5-15% яскравості фотосфери у видимому світлі. Раніше багато дослідників Сонця вважали, що "чим більше розмір плями, тим темніше його тінь.
Зараз це твердження видається досить сумнівним. Протягом довгого часу було загальноприйнято, що, на відміну від півтіні, вся площа тіні плями є однорідно темної. Однак спостереження зі стратосфери показали, що вона володіє великою неоднорідністю і активністю.
Ще більш складна структура півтіні плям. Як показало вивчення знімків з високим дозволом, зокрема, отриманих зі стратосфери, вона полягає не просто зі світлих і темних волокон, як вважалося зовсім недавно. Приблизно 43% площі півтіні займають яскраві зерна витягнутої форми довго 1500 км і шириною 100-350 км, які повільно рухаються у напрямку до тіні плями зі швидкістю до 0,5 км / с. Скупчення їх на кордоні тінь - півтінь створює так зване внутрішнє світле кільце Секки. У темних областях півтіні, навпаки, відбувається швидке витікання речовини із зони зі швидкістю приблизно 6 км / с. У півтіні плям правильне зняття (т. Е. Круглої) форми спостерігаються біжать хвилі, які виникають всередині тіні безпосередньо поблизу її кордону і поширюються назовні зі швидкістю близько 20 км / ч. У червоній лінії водню видно спалахи в півтіні, амплітуда швидкості яких дорівнює 1 км / с, а період - 210-270с.
У півтіні плями магнітне поле набагато слабкіше, ніж в тіні. Видимі в ній освіти кажуть про направлення не тільки рухів речовини, але і про направлення силових ліній магнітного поля. Є вагомі аргументи на користь того, що ядро плями є більш глибинним утворенням, а півтінь відноситься до поверхневих шарів поблизу фотосфери Сонця.
Нарешті, навколо півтіні спостерігається яскраве або світле кільце. Яскравість його перевищує яскравість навколишнього фотосфери приблизно на 3-4%. Це кільце протягом майже тридцяти років було предметом запеклих суперечок, причому мова йшла навіть не про його властивості, а про реальність самого його існування.
Магнітне поле плям має вельми складну структуру. В якійсь мірі воно нагадує віяло. В ядрі плями його силові лінії практично перпендикулярні до видимої поверхні Сонця, тоді як на зовнішньому кордоні півтіні майже паралельні їй. У плямах будь-якої форми, і складності, в тому числі в правильних, спостерігаються рухомі магнітні освіти поперечником менш 1500 км. У зростаючих плям такі освіти найчастіше зміщуються всередину плями (навіть його тіні) або пори зі швидкістю 0,25-1,0 км / с. Всі також елементи мають ту ж полярність, що і саму пляму. У розпадаються плям зазвичай відзначаються руху магнітних утворень назовні. Найкраще вони помітні у вигляді яскравих точок, які рухаються. Радіально від плями до магнітної сітці зі швидкістю до 2 км / с (за спостереженнями в фіолетовому крилі лінії іонізованого кальцію До і в лінії ціану). Особливо часто їх спостерігають в розпадаються плямах, оточених областю, яка позбавлена сталого магнітного поля і простягається на 10-20 тис. Км від краю плями, - гак званим ровом. Окремі елементи виходить магнітного потоку можуть мати будь-яку полярність, але частіше характерну для плями, з якого вони виходять.
Як уже зазначалося, рух речовини в тіні плями сильно утруднено існуючим в ньому сильним вертикальним магнітним полем. Що ж стосується півтіні, в якій магнітне поле майже горизонтальне, то в ній на рівні фотосфери рух направлено від центру плями, тоді як в самих верхніх її садах, - навпаки, як би всередину плями.
Правильні плями зустрічаються досить рідко. Найчастіше форма плями буває далека від «досконалості». До того ж плями «воліють» з'являтися групами. Далеко не завжди їм вдається «обзавестися» півтінню. Таких плям, або пір, про які вже йшлося в цьому розділі, переважна більшість; вони існують від декількох годин до декількох діб. Якщо ж група плям велика і складна, то вона складається, принаймні, з двох великих плям, безлічі дрібних плям і часу між ними. Основними плямами групи є провідне і хвостове. Перше з них розташоване до західної частини групи, т. Е. В її «голові», друге знаходиться ззаду, або в «хвості». Зазвичай вони мають досить мудрий вид. Провідне пляма найчастіше буває багатоядерним, т. Е півтінь його оздоблює два або більше ядер. Нерідко ці ядра навіть не зовсім відокремлені один від одного. Особливо пухким виглядає хвостове пляма. Буває, що воно мало не з моменту появи розпадається на безліч дрібних плям і нор, В деякий найскладніших групах є кілька основний плям. Провідне і хвостове плями групи, як правило, володіють магнітними полями протилежної полярності. Навіть в тих випадках, коли група складається з однієї плями, є і друга її частина, яка не видно. Практично вона завжди супроводжує таким групам у формі магнітних вузлів, про які ми вже говорили.
Групи сонячних плям з'являються не по всьому диску Сонця, а тільки в так званих «королівських зонах», розташованих на відстані приблизно до 40 ° по обидва боки від сонячного екватора. У деяких випадках їх спостерігали навіть до широти ± 52 °, але це були вкрай нестійкі дрібні плями і пори. Поблизу самого екватора, до широти ± 5 °, плями також зустрічаються дуже рідко.
Характерно, що групи плям практично завжди витягнуті приблизно уздовж сонячних паралелей. Однак провідне місце зазвичай розташоване ближче до екватора, ніж хвостове. Цей нахил осі груп до паралелі в середньому збільшується в міру віддалення від екватора Сонця. Особливо великий він буває у дрібних короткоживучих груп плям і пір, супутніх великим складним групам.
Площа основних плям групи і її сумарна площа зростають з моменту її появи протягом декількох днів. Це зростання відбувається по-різному у різних груп залежно від їх структури, розмірів і інших характеристик. В цей же час збільшується і напруженість магнітного поля. З розвитком групи основні її плями поступово віддаляються один від одного, т. Е. Загальний розмір групи зростає. Після того як група досягає максимального розвитку, площа її убуває досить швидко, що нерідко призводить до швидкого її руйнування. При цьому в порівняно складних групах, які називають біполярними, хвостове пляма, проміжні плями і пори зазвичай зникають, і зберігається тільки провідне місце. Поступово воно набуває все більш правильну форму, стаючи більш стійким. Після зникнення стійкої області спадання площі груп поступово сповільнюється. Як тільки розмір плями досягає критичної величини-приблизно 30 - 40 тис. Км в поперечнику - воно швидко руйнується. Досить імовірно, що спадання площі плям відбувається не поступово, а стрибками. Залежно від розмірів цієї площі, напруженості магнітного поля,