Солнечные пятна, числа Вольфа

Солнечные пятна и группы солнечных пятен являются наиболее заметными и относительно долгоживущими элементами активных областей на Солнце. Группа пятен может существовать от нескольких часов до нескольких месяцев. Ее развитие начинается с появления пор, из которых в дальнейшем возникают пятна. В течение нескольких дней заметно возрастают их площадь и магнитное поле. Обычно группа вытянута вдоль параллельно экватору или под небольшим углом к нему. Ведущее пятно располагается ближе к экватору. Спустя 2-3 недели группа достигает максимального развития и затем начинает разрушаться.

Структуру пятна иллюстрирует второй рисунок. В центре пятна - тень (UMBRA or umbrae) диаметром до нескольких миллионов км с температурой в 5-10 раз меньшей чем в окружающей фотосфере (3-4)·1000 К. Тень больших пятен окружена полутенью (пенумбра) образованной фотосферными гранулами радиально вытянутыми вдоль силовых линий магнитного поля пятна, в пенумбре наблюдаются вертикальные движения плазмы со скоростями до 6 км/с. Тень пятна может пересекаться светлыми мостами.
Солнечное пятно возникает при выходе через фотосферу "магнитной трубки" из конвективной зоны. Магнитное поле пятен измеряют по зеемановскому расщеплению спектральных линий. Магнитное поле в центре пятна почти вертикально и не бывает слабее нескольких сот эрстед. Во время максимума развития пятна напряженность поля в центре крупных пятен возрастает до десятка тысяч эрстед.

Факелы. Солнечные пятна в фотосфере всегда сопровождаются светлыми яркими волокнистыми образованиями - факелами. Они отличаются характерной ячеистой структурой, образованной многочисленными яркими точками - факельными гранулами, сливающимися в цепочки и прожилки. В целом картина напоминает хромосферную сетку, но видимую в белом свете, причем тени пятен оказываются совпадающими с центральными областями отдельных ячеек (рис. 2.2). Факелы всегда возникают при небольших усилениях магнитных полей до значений в десятки и сотни Э. Они могут существовать и без пятен, чаще всего предваряя их появление, или в качестве остатков активной области. Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь их контраст с фотосферой составляет около 20%), в то время как в центре они почти не заметны. Это означает, что факел горячее соседней невозмущенной области на 200 - 300 K и в целом слегка выступает над уровнем невозмущенной фотосферы. Возникновение факелов, как и пятен, связано со свойством магнитного поля препятствовать движению ионизованного вещества поперек его силовых линий. Однако, если в случае пятен сильное магнитное поле тормозит мощные конвективные движения, препятствуя переносу энергии из глубины, то более слабое магнитное поле в области факела не может их остановить. Однако оно подавляет мелкие хаотические турбулентные движения, которые для конвекции играют роль трения. В результате конвекция в слабом магнитном поле усиливается и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Таким образом, появление факела связано с относительным усилением конвекции, обусловленным слабым магнитным полем. Факелы достаточно устойчивые образования. Они без особых изменений могут существовать в течение нескольких недель и даже месяцев, порой занимая значительную долю площади всей фотосферы Солнца.

Число Вольфа R или относительное цюрихское число солнечных пятен является одним из главных индексов солнечной активности.
Суточный индекс активности пятен R, определенный как R = k (10 g + s) , где S - число отдельных пятен, g - число групп пятен и k - фактор обсерватории (обычно < 1), учитывающий суммарный вклад условий наблюдений, тип телескопа, и приводящий наблюдаемые величины к стандартным цюрихским числам.
В настоящее время работу по созданию и распространению чисел Вольфа ведет Королевская обсерватория Бельгии (Royal Observatory of Belgium) Таблицы и графики за перод с 1749 (месячные) и с 1818 (суточные) по настоящее время проще всего скачать по адресу:

http://sidc.oma.be/html/sunspot.html   можно и у нас, (только файлы большие):    data/wolf_monthly.txt     data/wolf_daily.txt

Классификация

На обсерватории Маунт Вилсон в 1919 г. Хейлом была разработана магнитная классификация групп солнечных пятен, основанная на распределении магнитных полярностей, согласно которой группы пятен были разделены на три класса:
α - униполярный (униполярные конфигурации считаются характерными для окончания жизни биполярных групп, когда пятна одной полярности уже исчезли.),
β- биполярный (Биполярные группы пятен обычно считаются результатом выхода из глубины в фотосферу магнитной трубки, изогнутой в форме арки).
γ - сложные группы пятен в которых полярности распределены нерегулярно, в полутени пятен одной полярности могут находиться вкрапления другой полярности,
δ - наблюдаются столь сложные переплетения магнитных полей противоположных полярностей, что не приходится и говорить о возможности выделения областей пятен той или иной полярности. Число таких групп мало, но к ним относятся наиболее вспышечно-активные и крупные.
 
Модифицированная цюрихская классификация солнечных пятен
A - единичное униполярное небольшое пятно или очень маленькая группа пятен без пенумбры.
B - биполярная группа без пенумбры.
С - протяженная биполярная группа пятен, должно быть одно пятно с пенумброй.
D - протяженная биполярная группа с пенумброй на обоих концах группы,
E - то же, что и D, c долготной протяженностью пенумбры более 10, но не более 15 градусов,
F- то же, что и E, с пенумброй шире 15 градусов,
H - униполярная группа пятен с пенуброй.

Более подробную информацию по данному вопросу можно найти в разделах СиЗиФа
ОБЗОРЫ и СТАТЬИ, а также на страницах учебника.
Специально вопросам солнечной активности посвящен богато иллюстрированный раздел проекта Э.В. Кононовича ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА

Также смотри родственные разделы справочника: