Зовсім недавно, якусь сотню з гаком років тому, коли говорили про сонячну активність, то на увазі, насамперед, мали сонячні плями. Якщо навіть не занурюватися в глиб століть, можна згадати, що ще в Стародавній Русі крізь дим лісових пожеж люди бачили темні плями на Сонці. Вони їх боялися, вважаючи, що це погане знамення. Значно пізніше, на початку XVII століття Галілей вперше спрямував телескоп на Сонце. Так почалися більш-менш регулярні спостереження сонячних плям. З середини XIX століття спостереження вже ведуться щодня, якщо дозволяла погода, а початок 21-го ознаменувався роботою космічних сонячних обсерваторій.

Більше ста років присвятили дослідники Сонця вивченню сонячних плям. Але ми аніскільки не погрішимо проти істини, якщо візьмемося стверджувати, що і тепер серед явищ сонячної активності важко знайти більш складні й багато в чому незрозумілі утворення, як сонячні плями. Перелік переконливих, на перший погляд, висновків про їхню природу невеликий. Тому і розпочнемо з цих, так би мовити, азбучних істин.

Лісова пожежа

Ще в Стародавній Русі крізь дим лісових пожеж люди бачили темні плями на Сонці. Вони їх боялися, вважаючи, що це погане знамення

Сонячні плями являють собою відносно холодні місця сонячної фотосфери. Їх температура на 1500–2000° С нижче температури навколишнього середовища. Зважаючи на такий контраст вони здаються нам темними. Плями мають тарілкоподібну форму з «днищем» на глибині від 700 до 1000 км.

Сонячні плями

Плями мають тарілкоподібну форму з «днищем» на глибині від 700 до 1000 км.

На початку двадцятого століття було виявлено, що сонячні плями мають сильне магнітне поле. Відповідно до теорії Людвіга Бірмана, таке поле в змозі істотно зменшити або навіть придушити конвективний переніс енергії у підфотосферних шарах. У такий спосіб в них зростає дефіцит вихідної променевої енергії. Через це вважають, що саме магнітне поле є причиною низької температури сонячних плям, оскільки воно не дозволяє переносити енергію з нижчих шарів у більш високі. Напруженість магнітного поля плям завжди понад 1500 Гс, а в більшості випадків становить 2000–3000 Гс. Іноді може досягати навіть 5000 Гс. Розміри сонячних плям теж доволі різноманітні – коливаються від тисячі до десятків тисяч кілометрів.

Людвіг Бірман (1907-1986)

На початку двадцятого століття було виявлено, що сонячні плями мають сильне магнітне поле. Відповідно до теорії Людвіга Бірмана, таке поле в змозі істотно зменшити або навіть придушити конвективний переніс енергії у підфотосферних шарах

Сонячні плями мають достатньо складну будову. Найтемніша внутрішня частина називається тінню або ядром. Вона переважно оточена світлішою волокнистою структурою, яка називається півтінню. Наявність півтіні є ознакою стійкості плями – так би мовити її підвищеною «живучістю». Нерідко трапляються сонячні плями без півтіні. Зазвичай вони існують трохи більше однієї земної доби і на протязі лише кількох годин залишаються незмінними. Їхні розміри коливаються від 1000 до 3500 км. Такі плями ще називають порами.

Отож, розглянемо основні особливості правильних плям, тобто плям без помітних відхилень від круглої форми.

Тінь плями в середньому займає 0,17 його загальної площі і становить лише 5–15% яскравості фотосфери у видимому діапазоні. Раніше чимало дослідників Сонця вважали, що чим більше розмір плями, тим темніша його тінь. Тепер це твердження видається сумнівним. Протягом тривалого часу вважалося, що на відміну від півтіні, вся площа тіні плями є однорідно-темною. Однак пізніші спостереження продемонстрували, що вона володіє великою неоднорідністю й активністю.

Сонячна космічна обсерваторія

З середини XIX століття спостереження вже ведуться щодня, якщо дозволяла погода, а початок 21-го ознаменувався роботою космічних сонячних обсерваторій

У тіні плям, як правило, спостерігаються дуже маленькі яскраві цятки діаметром 100–150 км. Вони існують іноді до трьох годин і значно гарячіші решти речовини ядра. У тіні середньої за розміром плями одночасно з’являється приблизно 20 таких яскравих цяток. Вони свідчать про неоднорідність магнітного поля ядра плями. Їхніми далекими «родичами», мабуть, можна вважати спалахи в тіні. Це яскраві неоднорідності, що швидко змінюються і які найкраще помітні в фіолетових лініях іонізованого кальцію і частково в червоній лінії водню. Спалахи в тіні тривають приблизно 50 с, повторюються кожні 100–200 с, пересуваючись у напрямку до півтіні зі швидкістю майже 40 км/с. Їх діаметр зазвичай не перевищує 200 км, а напруженість магнітного поля сягає 2000 Гс. Однак слід відзначити, що поки невідомо, чи пов’язані ці спалахи з яскравими цятками тіні. Ймовірно, вони породжені хвильовими процесами в більш низьких шарах ядра плями. У тіні багатьох сонячних плям, хоча і не всіх, інколи відзначаються коливання швидкості по променю зору з періодом близько 165 с і амплітудою 200 м/с. Окрім того, там спостерігаються і коливання магнітного поля.

Сонячні плями

Найтемніша внутрішня частина називається тінню або ядром. Вона переважно оточена світлішою волокнистою структурою, яка називається півтінню. Наявність півтіні є ознакою стійкості плями – так би мовити її підвищеною «живучістю»

Ще більш складна структура півтіні плям. Вона складається не просто зі світлих і темних волокон, як вважалося ще зовсім недавно. Приблизно 43% площі півтіні займають яскраві зерна витягнутої форми довжиною 350–1500 км і шириною 100–350. Вони повільно рухаються у напрямку до тіні плями зі швидкістю 500 м/с. Їх скупчення на межі тінь-півтінь створює так зване внутрішнє світле кільце Секкі. У темних областях півтіні, навпаки, відбувається швидке витікання речовини із зони зі швидкістю приблизно 6 км/с. У півтіні плям правильної (тобто круглої) форми спостерігаються біжучі хвилі, які виникають всередині тіні безпосередньо поблизу її межі і поширюються назовні зі швидкістю близько 20 км/с. У червоній лінії водню видно спалахи в півтіні, амплітуда швидкості яких рівна 1 км/с, а період – 210–270 с.

У півтіні плями магнітне поле набагато слабше, ніж в тіні. Видимі в ній утворення свідчать про напрям не лише рухів речовини, а й про напрям силових ліній магнітного поля. Є вагомі аргументи на користь того, що ядро плями є більш глибинним утворенням, а півтінь належить до поверхневих шарів поблизу фотосфери Сонця.

Нарешті, навколо півтіні спостерігається яскраве або світле кільце. Його яскравість перевищує навколишню фотосферу приблизно на 3–4%. Це кільце тривалий час було предметом запеклих суперечок, причому мова йшла навіть не про його властивості, а про реальність самого його існування. Під тиском авторитету деяких відомих дослідників Сонця світлі кільця були надовго ніби забуті. І лише в останні 35–45 років тому вони знову викликали чималий інтерес. Тепер уже ніхто не сумнівається в тому, що вони реально існують. Але згідно спостережень з високою роздільною здатністю, їх не можна вважати кільцями в буквальному сенсі цього слова. Насправді ж це скупчення маленьких яскравих елементів, винесених за межі півтіні, і які мають вкрай неправильну форму. Причиною виникнення зовнішніх світлих кілець, мабуть, є надлишок енергії, який переноситься до поверхні речовиною, відкинутою від області потужного магнітного поля в центральній частині плями.

Магнітне поле плям має вельми складну структуру. Певною мірою воно нагадує віяло. В ядрі плями його силові лінії практично перпендикулярні до видимої поверхні Сонця, тоді як на зовнішній межі півтіні майже паралельні їй. У плямах будь-якої форми і складності спостерігаються рухомі магнітні утворення поперечником менше 1500 км. У зростаючих плям такі утворення найчастіше зміщуються всередину плями (навіть її тіні) або пори зі швидкістю від 200 м до 1,0 км/с. Всі такі елементи мають ту ж полярність, що і самі плями. У плям, що руйнуються зазвичай відзначаються рухи магнітних утворень назовні. Найкраще вони помітні у вигляді яскравих точок, що рухаються радіально від плями до магнітної сітки зі швидкістю до 2 км/с. Особливо часто їх спостерігають в плямах, що руйнуються, оточених областю, яка позбавлена сталого магнітного поля і простягається на 10–20 тис км від краю плями, – так званим ровом. Окремі елементи магнітного потоку можуть мати будь-яку полярність, але найчастіше характерну плямі, з якої вони виходять.

Магніне поле сонячних плям

Напруженість магнітного поля плям завжди понад 1500 Гс, а в більшості випадків становить 2000–3000 Гс. Іноді може досягати навіть 5000 Гс

Спектральні спостереження поблизу сонячних плям (а іноді і далеко від них) виявили невеликі області поперечником приблизно 1000 км, у яких магнітне поле сягає напруженості 1400–2000 Гс, і які названі магнітними вузлами. Зазвичай їх полярність протилежна полярності найближчих плям. В середньому вони існують близько години. Вважають, що саме через магнітні вузли магнітне поле сонячних плям повертається назад у фотосферу.

Правильні плями трапляються надзвичайно рідко. Найчастіше форма плями далека від «досконалості». До того ж плями «воліють» з’являтися групами. Далеко не завжди їм вдається «обзавестися» півтінню. Таких плям, або пор, переважна більшість; вони існують від кількох годин до декількох діб. Якщо ж група плям велика і складна, то вона складається принаймні з двох великих плям, безлічі дрібних і пор між ними. Основними плямами групи є основна і хвостова. Перша з них розташована в західній частині групи, тобто в її «голові», друга – позаду, або в «хвості». Зазвичай вони мають доволі хитромудру форму. Основна пляма найчастіше багатоядерна, тобто її півтінь обрамляє два і більше ядер. Нерідко ці ядра навіть чітко не відокремлені один від одного. Особливо «крихкою» виглядає хвостова пляма. Іноді з моменту появи вона розпадається на безліч дрібних плям і пор. У деяких найскладніших групах є кілька основних плям. Основна і хвостова плями групи, як правило, мають магнітні поля протилежної полярності. Навіть у тих випадках, коли група складається з однієї плями, є і друга її частина, яку не видно. Вона практично завжди супроводжує такі групи у формі магнітних вузлів, про які вже йшлося.

Групи сонячних плям

Групи сонячних плям з’являються не по всьому диску Сонця, а лише в так званих «королівських зонах», розташованих на відстані приблизно до 40° широти по обидва боки від сонячного екватора

Групи сонячних плям з’являються не по всьому диску Сонця, а лише в так званих «королівських зонах», розташованих на відстані приблизно до 40° широти 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 формуються вкрай рідко.

Характерно, що групи плям практично завжди витягнуті приблизно вздовж сонячних паралелей. Однак основна пляма зазвичай розташована ближче до екватора, ніж хвостова. Цей нахил осі груп до паралелі в середньому збільшується в міру віддалення від екватора Сонця. Особливо великою він буває у короткоживучих дрібних груп плям і пор, супутніх великим складним групам.

Група сонячних плям

Основними плямами групи є основна і хвостова. Перша з них розташована в західній частині групи, тобто в її «голові», друга – позаду, або в «хвості»

Площа основних плям групи і їх сумарна площа зростають з моменту появи протягом декількох днів. Це зростання відбувається по-різному у різних груп залежно від їх структури, розмірів й інших характеристик. В цей же час збільшується і напруженість магнітного поля. З розвитком групи її основні плями поступово віддаляються одна від одної, тобто загальний розмір групи збільшується. Після того як група досягає максимального розвитку, її площа починає швидко зменшуватися, що нерідко призводить до її різкого руйнування. При цьому в порівняно складних групах, які називають біполярними, хвостова пляма, проміжні плями і пори зазвичай зникають і зберігається лише основна. Поступово вона набуває якомога правильної форми, стаючи більш стійкою. Після зникнення стійкої частини спадання площі груп поступово сповільнюється. Як тільки розмір плями досягає критичної величини – приблизно 30–40 тис км в поперечнику – вона швидко руйнується. Досить імовірно, що спадання площі плям відбувається не поступово, а стрибками. Залежно від розмірів цієї площі, напруженості магнітного поля, а також розташування на диску Сонця група плям існує від декількох годин до декількох місяців. Значною мірою тривалість її існування залежить від характеру стадії руйнування. В цей час напруженість магнітного поля плям поступово зменшується, тоді як розміри груп в більшості випадків не зменшуються, а іноді навіть продовжують зростати.

Використані матеріали:

  1. Витинский Ю. А. Солнечная активность. – 2-е изд., перераб. и доп. – М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1983. – 192 с. (основа тексту)

Візуалізація статті нижче: