4. Типы активных областей и их вспышечная активность

Детальное изучение «флоккульной» фазы развития активных областей показало, что они не менее разнообразны, чем явления, которые в них происходят. Интереснее всего, что картина развития активной области, описанная в предыдущем разделе, встречается очень редко. Значит, наиболее развитую область отнюдь нельзя считать типичной. Столкнувшись с таким результатом, исследователям солнечной активности не оставалось ничего лучшего, как попытаться разбить все известные им активные области па типы (или классы) по каким-то наиболее важным их признакам с тем, чтобы узнать, какую же активную область следует считать типичной. Такая классификация может базироваться на одном из двух исходных принципов. Первый из них состоит в фиксации особенностей активной области в какой-то определенный момент, независимо от того, что происходило с нею раньше и что произойдет в дальнейшем. Его применение дает так называемую статическую классификацию. Второй, наоборот, учитывает полную картину развития активной области, не уделяя внимания отдельным моментам ее эволюции. Он приводит к построению динамической классификации. Статическая и динамическая классификация активных областей взаимно дополняют друг друга и тем самым позволяют получить ответ на поставленный здесь вопрос.

Самая полная и наиболее обоснованная статическая классификация активных областей построена по признаку особенностей строения их магнитных полей. Как читатель, возможно, помнит, магнитные области па Солнце обычно бывают биполярными и униполярными. На этом основании все активные области разбиваются па три основных типа: униполярные (А), биполярные (В) и множественные биполярные (ВВ). Униполярные области представляют собой, в сущности, остатки старых биполярных. Простая биполярная область характеризуется двумя четко разделенными магнитными полюсами. Множественная биполярная область состоит из двух и более смежных простых биполярных и на этом основании может быть названа мультиполярной. Детализация этой классификации исходит из более топкой магнитной структуры активных областей.

Если район одной из полярностей биполярной магнитной области окружен магнитным полем противоположной полярности, то ее относят к классуВС. Такая ситуация часто встречается при рождении новой магнитной области внутри старой. Области с одним или несколькими «островами» противоположной полярности в ведущей и хвостовой частях составляют класс BS, а с «заливом» одной полярности, простирающимся внутрь противоположной,- класс BY. КомбинацииВС - BSиBY - BSв биполярных областях дают классыBCS иBYS.

Множественные биполярные активные области самого простого классаВВ состоят из двух смежных биполярных магнитных областей, которые не разделены столь ясно, как соответствующие им факельные площадки. Если они содержат три (или более) смежных активных области, то их относят к классу ВВВ. ОбластиВВ с характеристикамиС, Y иS дают классВВС. Если две смежные биполярные магнитные области разделены так же, как соответствующие им факельные площадки, и включают характеристикиС, Y илиS, то они составляют классВСВ.

К особому классуSi относят активные области с необычным для данного полушария Солнца расположением магнитных полярностей. Наконец, учитывая несовершенство любой самой совершенной классификации, выделяют классX, в который входят все области, которые не удалось отнести ни к одному из перечисленных классов активных областей.

Наиболее многочисленными оказались классыA, ВиВС. Если учесть, что первый из них отражает «старость», а последний «детство» активной области, естественно сделать вывод, что самыми типичными являются простые биполярные активные области. Что же касается сложных (классовBS, BY, BYSиBCS) и различных множественных биполярных областей, то все они составляют не более 29% от общего числа. При этом сложные биполярные области встречаются почти вдвое реже множественных. И особенно редко наблюдаются активные области классаSi.

Динамическая классификация активных областей базируется на продолжительности их жизни и вспышечной активности, а также на «живучести» их групп солнечных пятен. Поскольку полное время их жизни определить удается далеко не всегда, вместо него обычно используют длительность «флоккульной» фазы. Основанием для допустимости такой замены служит то, что продолжительность существования всех активных областей после исчезновения в них факельных площадок практически одинакова, а начальная их стадия слишком коротка, чтобы принимать ее во внимание при измерении времени в синодических оборотах Солнца.

Согласно этой классификации, по продолжительности их «флоккульной» фазы (Т) активные области делятся на три типа: короткоживущие (Т = 1 - 2 оборота Солнца), типичные (T = 3 оборота) и долгоживущие (Т > 3 оборотов). Дальнейшее подразделение на классы производится по характеристикам их вспышечной активности. Короткоживущие активные области делятся на области без вспышек (Sn) и со вспышками (Sf). Поскольку в них, как правило, вспышечная активность слаба (субвспышки и вспышки балла 1), дальнейшего деления этого типа па классы не требуется. Типичные активные области бывают трех классов: без вспышек (Tn), со слабыми вспышками (Tf) и со вспышками балла 2 и выше (Tgf). Долгоживущие активные области делятся также на три класса: со слабыми вспышками (Lf), со вспышками балла 2 и выше (Lgf) и с так называемыми рекуррентными группами пятен (которые живут дольше одного оборота Солнца) и с сильными вспышками (Lrgf). Этот тип всегда отличается вспышечной активностью, которая наиболее «выразительна» в рекуррентных группах пятен. В них особенно «любят» появляться протонные вспышки. Таким образом, «жизненный тонус» активных областей определяется прежде всего вспышечной активностью и «мощностью» групп солнечных пятен, которые в них наблюдаются. Они как бы вливают новые силы в области, в которые они входят.

Активные области с продолжительностью «флоккуль-ной» фазы 3 оборота Солнца (около 80 земных суток) не случайно названы типичными. Действительно, чаще всего они отличаются именно такой «живучестью», которой соответствуют, между прочим, и другие их средние характеристики. На рис. 10 показана схема развития их основных составляющих со временем.

Подавляющее большинство активных областей располагается в «королевских зонах». Однако в те годы, когда уровень солнечной активности особенно высок, они порой появляются и на широтах выше 40°. Такие высокоширотные области сравнительно менее устойчивы. На первый взгляд может показаться, что только этим они и отличаются от своих «сестер» из «королевских зон». Но, оказывается, у них имеется еще одно принципиальное отличие. Если скорость вращения обычных активных областей, располагающихся на сравнительно низких широтах, в общем больше, чем скорость вращения фотосферы Солнца, то высокоширотные области вращаются с той же скоростью, что и фотосфера. Отсюда можно прийти к заключению, что высокоширотные активные области располагаются ближе к видимой поверхности Солнца, чем области «королевских зон».

Хотя устойчивость активных областей в основном определяется их внутренними свойствами, в особенности строением их магнитного поля и связанной с ним вспышечной активностью, немаловажную роль играет их взаимодействие с окружающей солнечной плазмой. Мы могли в этом убедиться уже из сравнения устойчивости высокоширотных и низкоширотных областей. Но еще очевиднее такой вывод следует из сравнения долготного распределения короткоживущих и долгоживущих активных областей. Если у первых оно является практически однородным, то вторые чаще всего располагаются в «излюбленных» долготных интервалах - активных долготах, о которых подробно будет говориться в главе 5. А пока любопытно заметить, что в тех же активных долготах возникает большинство протонных вспышек и рекуррентных (т. е. повторяющихся) групп пятен. Таким образом, устойчивость наиболее развитых активных областей в немалой степени определяется местом солнечной атмосферы, в котором они возникли.