Солнечная активность
Современные приборы для измерения полей на Солнце позволяют не только измерять величину поля с точностью до 1 Э, но и судить об углах наклона вектора напряжённости магнитного поля. Выяснено, например, что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поле направлено вверх, вдоль радиуса Солнца, но к периферии его наклон увеличивается, и в полутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности . Поле На Солнце очень неспокойно.
На этой картинке, представленной в условных цветах, изображена активная область, расположенная на краю диска Солнца. Горячая плазма вырывается из Солнечной фотосферы и движется вдоль линий магнитного поля. Красным отмечены очень горячие области, указывая на то, что по некоторым петлям магнитного поля распространяется более горячее вещество, нежели по другим петлям. Петли магнитного поля очень велики, так что внутри них легко может поместиться Земля.
Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов Солнца, тогда как на низких широтах оно часто возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только фотосферу, но проникают и во внешние слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать 1000 Э, над полутенью и факелами 100 Э. Косвенные данные говорят, что поля в короне над активной областью 10-0,1 Э. Т. о., активная область (или центр активности) отождествляется с местом повышенной напряжённости магнитног поля. Нижнее основание активной области - факелы и пятна - располагается в фотосфере. Верхняя часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне - как корональная конденсация.
Чаще всего активные области характеризуются двумя полюсами противоположной полярности - т.н. биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса противоположной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арок медленно поднимаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.
Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магного поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает несколько тёмных точек - пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые - одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 гелиографических градусов по долготе и 10 по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.
Для среднего пятна с полем 3000 Э магнитная энергия по меньшей мере в 10 раз превосходит кинетич. энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке обязательно присутствует горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в результате чего конвекция в пятнах оказывается значительно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к меньшему поступлению энергии в область пятен, поскольку энергия в глубоких слоях переносится конвективными движениями. Вероятно, с этим и связаны более низкая температура и "чернота" пятен.
Наблюдаемые в тени пятен гранулы (с размерами до 300 км и среднем временем жизни 15-30 мин) указывают на наличие сильно видоизменённой конвекции. Она состоит здесь в том, что отдельные элементы горячего газа прорываются в пятнах вдоль поля до фотосферных высот.
Там они расширяются, сжимая окружающий газ вместе с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения вверх и вниз в тесно расположенных трубах с незначительно изменяющимся поперечным сечением (т. е. с незначительной деформацией силовых линии). Во многих других случаях - при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории движения газа также совпадают с ходом силовых линий.
Степень влияния поля на строение внешней атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магнитного потока (1017-1022 Мкс), так и от того, насколько сильно он изменяется с высотой и во времени.