Числа Вольфа, графіки

Сонячні плями, числа Вольфа

Сонячні плями і групи сонячних плям є найбільш помітними і щодо довгоживучими елементами активних областей на Сонці. Група плям може існувати від декількох годин до декількох місяців. Її розвиток починається з появи пір. з яких в подальшому виникають плями. Протягом декількох днів помітно зростають їх площа і магнітне поле. Зазвичай група витягнута уздовж паралельно екватору або під невеликим кутом до нього. Провідне пляма розташовується ближче до екватора. Через 2-3 тижні група досягає максимального розвитку і потім починає руйнуватися.

Структуру плями ілюструє другий малюнок. У центрі плями - тінь (UMBRA or umbrae) діаметром до декількох мільйонів км з температурою в 5-10 разів меншою ніж в навколишньому фотосфері (3-4) · тисячі К. Тінь великих плям оточена півтінню (пенумбра) утвореної фотосферного гранулами радіально витягнутими уздовж силових ліній магнітного поля плями, в Пенумбра спостерігаються вертикальні руху плазми зі швидкостями до 6 км / с. Тінь плями може перетинатися світлими мостами.
Сонячне пляма виникає при виході через фотосфери "магнітної трубки" з конвективного зони. Магнітне поле плям вимірюють по зєємановського розщеплювання спектральних ліній. Магнітне поле в центрі плями майже вертикально і не буває слабкіше декількох сот Ерстед. Під час максимуму розвитку плями напруженість поля в центрі великих плям зростає до десятка тисяч Ерстед.

Смолоскипи. Сонячні плями у фотосфері завжди супроводжуються світлими яскравими волокнистими утвореннями - факелами. Вони відрізняються характерною комірчастої структурою,

утвореної численними яскравими точками - факельними гранулами, що зливаються в ланцюжки і прожилки. В цілому картина нагадує хромосферну сітку, але видиму в білому світі, причому тіні плям виявляються співпадаючими з центральними областями окремих осередків (рис. 2.2). Смолоскипи завжди виникають при невеликих посиленням магнітних полів до значень в десятки і сотні Е. Вони можуть існувати і без плям, найчастіше випереджаючи їх поява, або в якості залишків активної області. Найкраще факели видно на краю сонячного диска (тут їх контраст з фотосферой становить близько 20%), в той час як в центрі вони майже не помітні. Це означає, що факел гаряче сусідній невозмущенной області на 200 - 300 K і в цілому злегка виступає над рівнем невозмущенной фотосфери. Виникнення факелів, як і плям, пов'язана з властивістю магнітного поля перешкоджати руху іонізованого речовини поперек його силових ліній. Однак, якщо в разі плям сильне магнітне поле гальмує потужні конвективні руху, перешкоджаючи переносу енергії з глибини, то більш слабке магнітне поле в області факела не може їх зупинити. Однак воно пригнічує дрібні хаотичні турбулентні руху, які для конвекції грають роль тертя. В результаті конвекція в слабкому магнітному полі посилюється і дозволяє гарячим газам піднятися на велику висоту і перенести більший потік енергії. Таким чином, поява факела пов'язано з відносним посиленням конвекції, обумовленим слабким магнітним полем. Смолоскипи досить стійкі освіти. Вони без особливих змін можуть існувати протягом декількох тижнів і навіть місяців, часом займаючи значну частку площі всієї фотосфери Сонця.

Число Вольфа R або відносне Цюрихское число сонячних плям є одним з головних індексів сонячної активності.
Добовий індекс активності плям R. певний як R = k (10 g + s). де S - число окремих плям, g - число груп плям і k - фактор обсерваторії (зазвичай

Класифікація

На обсерваторії Маунт Вілсон в 1919 р Хейл була розроблена магнітна класифікація груп сонячних плям, заснована на розподілі магнітних полярностей, згідно з якою групи плям були розділені на три класи:
# 945; - уніполярний (уніполярні конфігурації вважаються характерними для закінчення життя біполярних груп, коли плями однієї полярності вже зникли.),
# 946; - біполярний (Біполярні групи плям зазвичай вважаються результатом виходу з глибини в фотосфери магнітної трубки, зігнутої у формі арки).
# 947; - складні групи плям в яких полярності розподілені нерегулярно, в півтіні плям однієї полярності можуть перебувати вкраплення іншої полярності,
# 948; - спостерігаються такі складні переплетення магнітних полів протилежних полярностей, що годі й говорити про можливість виділення областей плям тієї чи іншої полярності. Число таких груп мало, але до них відносяться найбільш вспалахо-активні і великі.

Модифікована Цюрихская класифікація сонячних плям
A - середнє арифметичне униполярного невелика пляма або дуже маленька група плям без пенумбри.
B - біполярна група без пенумбри.
З - протяжна біполярна група плям, має бути одна пляма з Пенумбра.
D - протяжна біполярна група з Пенумбра на обох кінцях групи,
E - те саме, що і D. c довготною довжиною пенумбри більше 10, але не більше 15 градусів,
F - те саме, що і E. з Пенумбра ширше 15 градусів,
H - униполярная група плям з пенуброй.

Більш детальну інформацію з даного питання можна знайти в розділах Сізіфа
ОГЛЯД і СТАТТІ. а також на сторінках підручника.
Спеціально питань сонячної активності присвячений багатоілюстрований розділ проекту Е.В. Кононовича ЖИТТЯ ЗЕМЛІ В АТМОСФЕРІ СОНЦЯ

Також дивись родинні розділи довідника: