АСТРОНОМИЯ

Количество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активности

периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее,

называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем

нет, - минимумом.

В качестве меры степени солнечной активности пользуются условными числами

Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен (f ) и удесятеренного числа

их групп (g):

      W = k (f + 10g).(9.17)

Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента.

Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят график

зависимости солнечной активности от времени. На 148 изображена типичная

кривая солнечной активности, из которой видно, что максимумы и минимумы

чередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени между

отдельными последовательными максимумами могут колебаться в пределах от 7 до 17

лет.

В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило,

совсем нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора, примерно на

широтах ±35ё. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается к

экватору (закон Шперера). Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на

8ё, пятна бывают очень редко.

Важной особенностью цикла солнечной активности является закон изменения

магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна

биполярных групп имеют некоторую полярность в северном полушарии и

противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых

полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле

полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с

этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого

находятся вблизи полюсов вращения.

Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доля

площади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количество

протуберанцев, а также форма короны и мощность солнечного ветра.

В эпоху минимума солнечных пятен корона имеет вытянутую форму, которую придают

ей длинные лучи, искривленные в направлении вдоль экватора. У полюсов

наблюдаются характерные короткие лучи - "полярные щеточки". Во время максимума

пятен форма короны округлая благодаря большому количеству прямых радиальных

лучей.

Причина цикла солнечной активности - одна из наиболее увлекательных загадок

Солнца. Скорее всего, она связана с некоторым колебательным процессом,

происходящим в подфотосферных слоях, в котором принимает активное участие

магнитное поле. Согласно одним гипотезам слабое магнитное поле Солнца, постоянно

наблюдаемое в фотосфере, периодически усиливается в результате конвективных

движений, "запутывающих" силовые линии магнитного поля. Согласно другим

гипотезам считается, что поле усиливается из-за неодинаковой скорости вращения

на разных гелиографических широтах, в результате чего меридиональные силовые

линии вытягиваются параллельно экватору и, обвиваясь вокруг Солнца, приводят к

образованию трубок силовых линий магнитного поля. Области с усиленным магнитным

полем расширяются вследствие магнитного давления, становятся легче окружающего

газа и, всплывая, порождают различные явления солнечной активности.