Полярные сияния

Для большинства больших солнечных пятен характерно биполярное магнитное поле, т. е. когда одно пятно пары имеет северную полярность, а другое — южную. Как правило, головное пятно в северном полушарии Солнца южной полярности, а хвостовое — северной. В южном полушарии — наоборот. В следующем солнечном цикле все обращается. Поэтому если требовать от всех основных параметров повторения из цикла в цикл, то следовало бы принять цикл равным не 11 лет, а 22 года; повторение направления магнитного поля солнечных пятен происходит только через 22 года.

Эффективная температура солнечного пятна составляет около 4500 К, тогда как соседняя фотосфера имеет 6000 К. Таким образом, в области солнечного пятна работает какой-то физический механизм, способный поддерживать на большой площади такой перепад температуры (более чем на 1000 К).

Глубина солнечного пятна порядка 10 000 км. В центре пятна конвективные потоки гораздо сильнее, поэтому газы растекаются радиально через вершину «кратера» солнечного пятна. Скорость этого растекания составляет порядка 2 км/с. Непосредственным следствием этого эффекта является охлаждение пятна. Вещество, поднимаемое вверх против силы тяготения, увеличивает свою потенциальную энергию, и этот прирост берется из запаса тепловой энергии.

Солнечные вспышки. В центрах активности время от времени происходят солнечные бури, когда за относительно короткое время преобразуется большое количество энергии. Во время солнечной бури наблюдается внезапное увеличение яркости излучения в линии Н, которое называется солнечной вспышкой. При солнечной вспышке часть солнечной атмосферы площадью 25 млрд. км² (площадь большого солнечного пятна) в десятки раз увеличивает свою яркость в свете водородной линии. Максимум свечения вспышки достигается через 5—10 мин после ее возникновения. Вспышки всегда образуются в областях ярких водородных флоккулов, которые связаны с солнечными пятнами. На удалениях больше 10⁵ км от солнечного пятна вспышки наблюдаются редко.

Излучение вспышки происходит главным образом в отдельных спектральных линиях. Это — линии водорода Н (6563 A), Н (4861 A) и другие линии серии Бальмера.

С линией Н сравнимы по интенсивности линии Н⁺ (3968 A) и К⁺ (3934 A) однажды ионизованного кальция. Имеются также линии нейтрального гелия, ионизованного железа и ряда атомов других металлов, которые обнаружены в хромосфере. Но интенсивности этих излучений меньше.

Наблюдаются также интенсивные рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучение. В некоторых случаях увеличивается и яркость белого света над всей областью вспышки. До больших высот в корону выбрасываются облака плазмы, часть которых распространяется даже за пределы земной орбиты.

Полная мощность энергии, излучаемой в линии Н, может достигать 10²⁶ эрг/с в максимуме.

В зависимости от площади области, излучающей в линии Н, различают пять классов вспышек. Они обозначаются: S (субвспышки), 1, 2, 3, 4. К этим цифрам присоединяются вспомогательные индексы f, n, b для указания слабой, нормальной и яркой вспышек соответственно. Во время Международного геофизического года (МГГ) (1957—1958 гг.), который был периодом исключительно высокой активности Солнца, произошло около 6656 вспышек.

Солнечные вспышки связаны с двумя типами рентгеновского излучения. Первый — это «мягкая» тепловая компонента, обусловленная атомными переходами. Генерируемое рентгеновское излучение в интервале длин волн от 1 до 100 A (диапазон энергий от 124 эВ до 12,4 кэВ). Второй тип — «жесткое» рентгеновское излучение с энергиями от 10 кэВ до 1 МэВ и длиной волн 0,0124—1,24 A. Это тормозное излучение, которое вызывается столкновениями нетепловых электронов с окружающими ядрами.

Всплески рентгеновского излучения производят увеличение ионизации в нижней ионосфере Земли (слой D), так называемые внезапные ионосферные возмущения (SID) и др. Возмущенные области излучают также радиоволны. Имеется пять типов таких волн (I—V). Это радиоизлучение генерируется заряженными частицами, которые ускоряются в области вспышки. В самой ранней стадии вспышки электроны становятся высокоэнергичными. Они движутся вверх вдоль магнитных силовых линий солнечного пятна и взаимодействуют с плазмой солнечной короны, заставляя ее колебаться и излучать на определенной частоте.

Колебания плазмы наблюдаются на Земле в виде коротких всплесков радиоизлучения типа III.

Релятивистские электроны движутся по спирали вокруг силовых линий солнечного пятна и излучают синхротронное излучение, которое наблюдается как всплески радиоизлучения типа V во время начальной фазы вспышки. Некоторые из этих электронов движутся вниз и сталкиваются с ядрами водорода, в результате чего возникают всплески тормозного рентгеновского излучения. Между радиоизлучением в сантиметровом диапазоне и вспышками рентгеновского излучения имеется тесная связь.

Наиболее интересным для проблемы солнечно-земной физики является радиоизлучение типа IV. Обычно оно продолжается в течение нескольких часов после прекращения оптической вспышки.