Избранные информационно-справочные материалы, относящиеся к солнечным характеристикам, представленным в базе

 

Солнечные пятна

Солнечные пятна выглядят как области фотосферы с пониженными температурой, излучением, и газовым давлением и представляют собой концентрации магнитного потока с напряженность поля 2000 - 4000 Гс. Они состоят из одного или нескольких темных ядер (теней), окруженных менее темной полутенью. Пятна имеют диаметр ≳ 10 ″ (до ≈ 1′). Отдельные пятна растут со скоростью до ≈ 100 миллионных долей площади солнечной полусферы (м.д.п.) в день, скорость распада долгоживущих пятен правильной формы постоянна и составляет 6 м.д.п. в день. Солнечные пятна представляют собой концентрации магнитного потока.

 

Тень солнечного пятна

Тенью называется темное ядро солнечного пятна, занимающее в среднем 0.17 общей площади пятна. Яркость тени составляет всего 5 - 15% яркости фотосферы в видимом свете в зависимости от длины волны (возрастая от фиолетовой к красной области спектра), но не зависит от размеров тени. Эффективная температура тени составляет Т_е = 3700 К, ее спектральный класс К3 - К5.

 

Полутень солнечного пятна

Полутенью называется внешняя, более светлая часть солнечного пятна. При наблюдении с низким разрешением она кажется состоящей из ярких и темных волокон полутени, и лишь на фотоснимках с высоким разрешением видно, что ее составляют яркие зерна, которые в основном имеют вытянутую форму, образуя узкие, яркие волокна на более темном фоне. Яркие зерна полутени обычно представляют собой вытянутые образования длиной от 0.5″ до 2.0″ и шириной ≤ 0.5″ . Яркие волокна расположены друг от друга на расстоянии от 0.5″ до 1.0″ и в пятне правильной формы сохраняют радиальное направление.

 

Группы солнечных пятен

Солнечные пятна объединяются в группы, в каждую из которых может входить до нескольких десятков отдельных пятен той или другой магнитной полярности, образующих биполярную или мультиполярную систему солнечных пятен. Магнитный поток большого пятна ≈ 10 ²¹Мкс, магнитный поток большой группы пятен ≈ 10 ²² Мкс.

Западная часть группы пятен называется головной, а главное пятно в ней (обычно имеющее большие размеры и довольно правильную форму) называется p - пятном, или лидером группы. Главное пятно восточной, хвостовой части называется f - пятном, или хвостовым пятном. Процесс развития и распада групп солнечных пятен проходит стадии схематически представленные в Цюрихской классификации пятен последовательностью классов от A до J. Вначале всплывающий магнитный поток приводит к образованию небольшого скопления пятен (Цюрихский класс A) или биполярной группы (класс B), состоящей из нескольких мелких пятен или пор. Через 2 - 4 сут они превращаются в группу хорошо развитых пятен (с полутенью), имеющих протяженность 5 - 10 гелиоцентрических градусов (классы C и D). Еще через 3 - 6 сут за счет дополнительного всплывающего потока группа становится сложной, с большими пятнами и протяженностью до 15 - 20 гелиоцентрических градусов (классы E и F). Обычно развитие группы достигает максимума через 8 - 10 сут после ее образования, причем общая площадь пятен достигает нескольких тысячных площади видимой полусферы, а максимальная скорость роста может составлять примерно 200 ∙ 10^-6 видимой полусферы в сутки. Однако на любой из перечисленных стадий (классов) рост группы может прекратиться, сменившись распадом. Вначале распад происходит с той же скоростью, что и рост, но почти не затрагивает головное пятно (класс G), так что через 4 - 10 сут (в зависимости от класса в максимуме развития) остается лишь одно головное пятно с несколькими сопутствующими (классы H и J). Головное пятно распадается медленно, с постоянной скоростью 6∙10^-6 в сут (не зависящей от действительных размеров пятна!). Таким образом, эта последняя фаза распада может продолжаться в течение одного или нескольких солнечных оборотов до тех пор, пока в активной области не останется ни одного пятна. Активная область (АО), соответствующая группе пятен наиболее активна (выбросы, вспышки, радиоизлучение) в период быстрого роста пятен и изменения их конфигурации и менее активна в период первой фазы распада (класса G). Для классов H и J характерно полное отсутствие активности, за исключением тех случаев, когда новый всплывающий поток вызывает некоторое ее возобновление.

 

Фотосферные факелы

При наблюдении в фотосферных линиях (нейтральных атомов) и в континууме фотосферные факелы имеют вид протяженных ярких областей. Существует непрерывный переход от ярких плотных факелов, окружающих солнечные пятна в молодых и развитых активных областях, к слабым рассеянным факелам в остатках активных областей без пятен и затем к слабой фотосферной сетке. Факелы пространственно совпадают с яркими флоккулами, наблюдаемыми в хромосферных линиях (в бальмеровских линиях водорода, линиях CaII и HeII 304 Å) и в линиях переходной области, а также с областями сильных магнитных полей.

Структуру фотосферных факелов можно проследить во всех слоях солнечной атмосферы, хотя с высотой ее элементы становятся менее тонкоструктурными. В фотосфере они имеют размеры меньше одной дуговой секунды, в хромосфере (в ядре линии CaII K) - несколько дуговых секунд, а переходной области (в линии MgX) - около 15000 км. Это свидетельствует о расплывании с высотой пучков силовых линий, связанных с элементами факельно-флоккульной структуры.

 

Хромосферные флоккулы

Термин хромосферный флоккул соответствует французскому термину 'plage faculaire' - факельная площадка и английскому 'plage' и употребляется для обозначения протяженной излучающей области, которую можно наблюдать как в сильных хромосферных линиях, таких как H_α, CaII H+K, H L_α, HeII (304 Å), так и в линиях, переходной области. Над флоккулом, совпадая с ним в проекции на центральную часть солнечного диска, располагается область корональной конденсации, или уярчения, которая является источником усиленного излучения в крайней ультрафиолетовой, рентгеновской и радиоволновой областях спектра. Ее проекцию также иногда называют флоккулом (ультрафиолетовым, рентгеновским, радио - или корональным). Хромосферный флоккул располагается над фотосферным факелом.

Эти яркие области, расположенные в фотосфере, хромосфере и короне, отличаются сильной вертикальной составляющей магнитного поля. Согласно оценкам, величина напряженности в них достигает 800 Гс. Кроме того, они горячее и имеют (в короне) значительно более высокую плотность, чем окружающие спокойные области.

Флоккулы являются характерным для АО образованием в видимой области спектра, которое существует с момента появления АО (с момента выхода на поверхность магнитного потока) и до тех пор, пока рассеянные остаточные магнитные поля не сольются с фоном. Наиболее яркие и плотные флоккулы наблюдаются в молодой АО без видимой тонкой структуры. Стареющие флоккулы (после того как развитие АО достигло максимума, новый поток не возникает), а также старые флоккулы без пятен обнаруживают тонкую структуру, элементы которой обычно называют флоккульными гранулами. Их диаметр ≈ 1″, а расстояние между ними ≈ 1.5″.

 

Индексы солнечной активности

Общая солнечная активность определяется количеством и размерами активных областей на видимом солнечном диске. Для ее характеристики применяются следующие индексы активности:

а) Число Вольфа, или относительное цюрихское число солнечных пятен, определяемое по формуле R = k (f + 10g), где f - общее число солнечных пятен на видимой полусфере Солнца, g - число групп пятен, k - коэффициент, приводящий наблюдаемые величины к стандартным цюрихским числам.

Центральное относительное число солнечных пятен R_z определяется тем же способом для центральной части солнечного диска при r = 1/2r₀.

Для корреляционных исследований используются среднемесячные и среднегодовые значения, а также сглаженные среднемесячные значения за 13 месяцев.

б) Общая площадь, занимаемая солнечными пятнами на видимой полусфере.

 

Белая корона

Белая корона становится видимой во время полных солнечных затмений. Вне затмений она может наблюдаться в области 2 - 9 Rʘ с помощью устанавливаемых на аэростатах и спутниках коронографов с внешним затмением. Она содержит две компоненты: К - корону и F - корону.

К - корона (электронная корона, или непрерывная корона) возникает вследствие томсоновского рассеяния фотосферного излучения на свободных электронах высокоионизированной корональной плазмы. Ее спектр непрерывный, поскольку фраунгоферовы линии фотосферного спектра почти полностью размыты из-за больших доплеровских сдвигов при рассеянии на быстрых электронах (Т ≈ 10⁶ К) короны. Рассеянное излучение сильно линейно-поляризовано. К - корона очень неоднородна и содержит ряд характерных структур, таких, как лучи, арки, щеточки и тонкие лучи. Средняя электронная плотность составляет несколько единиц на 10⁸ см^-3 в спокойной внутренней короне: в корональных структурах она повышена в 5 - 20 раз по сравнению с невозмущенными областями, а в корональных конденсациях достигает 10¹⁰ см^-3.

F - корона (фраунгоферова корона, или пылевая корона) возникает в результате рассеяния фотосферного света на окружающих Солнце пылевых частицах. Поскольку рассеивающие частицы движутся медленно, фраунгоферовы линии обнаружимы. Продолжение F - короны в межпланетном пространстве проявляется в виде зодиакального света.

 

Протуберанцы

Термин протуберанец используется для большого числа появляющихся в хромосфере или короне объектов, которые отличаются от окружающего их коронального вещества большей плотностью и более низкой температурой (от ≈ 10⁴ К до корональных значений на границы с короной). Они наблюдаются в виде ярких (холодных и плотных) образований в короне над солнечным лимбом; при наблюдении в проекции на солнечный диск почти все протуберанцы видны в поглощении как темные волокна.

Все протуберанцы можно разделить на два больших класса:

1.Спокойные протуберанцы - относительно устойчивые структу