ПОИСК ЗАВИСИМОСТИ УГЛОВЫХ СКОРОСТЕЙ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН ОТ ПЛОЩАДЕЙ ИХ ТЕНЕЙ
Артём Мохнаткин
В исследовании рассматривается зависимость угловой скорости солнечного пятна от его площади. Для нахождения тенденций зависимости были использованы данные из архива Гринвичской обсерватории (The Greenwich Heliophysical Observatory Archives) и SOHO (Solar and Heliospheric Observatory Европейского космического агентства и НАСА). Разработано программное обеспечение для соответствующей обработки изображений диска Солнца в континууме, полученных из научного архива SOHO.
Недостаточная изученность вопроса зависимости угловых скоростей солнечных пятен от их площадей делает работу в этой области исследований физики Солнца актуальной.
Дифференциальное вращение Солнца
Средний сидерический период Солнца – 27 суток. Однако вращение Солнца вокруг собственной оси дифференциальное. Впервые такую особенность во вращении Солнца отметил в 1863 году Р. Кэррингтон, за что подобное вращение было названо Кэррингтоновским. Наблюдать вращение Солнца вокруг собственной оси можно по смещению активных областей Солнца и благорадя эффекту Доплера, который особенно ярко заметен у краёв диска Солнца (там лучевая скорость плазмы наибольшая). Линии спектра восточного края диска Солнца смещаются в коротковолновую часть спектра, а линии спектра западного края диска – в длиноволновую.
Магнитное поле Солнца и образование активных областей
Все движения плазмы в конвективной зоне можно разделить на: дифференциальное вращение, меридиональную циркуляцию и стохастические движения (турбулентную конвекцию). Все эти движения плазмы конвективной зоны в совокупности формируют общее магнитное поле Солнце. Дифференциальным вращением конвективной зоны полоидальное магнитное поле начинает растягиваться, силовые линии начинают наматываться вокруг Солнца. Далее из полоидального магнитного поля образуется тороидальное, которое потом постепенно усиливается. Позже из тороидольного магнитного поля снова возникнет полоидального, и цикл замыкается. Такой цикл имеет период около 22 лет (цикл Хейла).
В процессе образования тороидального магнитного поля силовые линии закручиваются в магнитные жгуты. Учитывая, что магнитное поле генерируется по всему объёму конвективной зоны, основание магнитных жгутов должно находиться у границы конвективной зоны и зоны лучистого переноса (зоны тахоклина), на глубине около 0,3 R Солнца.
Под действием магнитной плавучести фрагменты магнитных жгутов с сильным магнитным полем всплывают из глубин конвективной зоны на её поверхность, в фотосферу. Условием всплытия со дна конвективной зоны является напряжённость магнитного поля B>10^5 Гс. Натяжение закрученных силовых линий приводит к тому, что при выходе на поверхность магнитный жгут хотя и расширяется, но не распадается совсем, а превращается в одну или несколько магнитных трубок сравнительно небольшой толщины. В местах всплывания магнитного жгута над поверхностью конвективной зоны в солнечной атмосфере образуются активные области (АО). В Фотосфере АО проявляются в виде факелов и солнечных пятен (sunspot).
Солнечное пятно по своей структуре можно поделить на две основные части – тень (umbra-область) и полутень (penumbra– область). 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. Полутенью называется внешняя, более светлая часть солнечного пятна.