СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА И ИХ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ
Солнечные пятна дают нам наиболее наглядные образцы нестационарных процессов на Солнце. Прежде всего это их бурное развитие. Иной раз бывает достаточно двух-трех дней, чтобы на «чистом» месте фотосферы развилось большое пятно или большая группа пятен. Как правило, впрочем, развитие их идет медленнее и у больших групп достигает максимума через 2—3 недели. Малые пятна и группы появляются и исчезают в течение недели, в то время как крупные существуют по нескольку месяцев. Известно одно пятно, существовавшее 1,5 года. При возникновении пятна, когда его полутень еще мала, в ней видна та же фотосферная грануляция (Ганский, Тиссен), которая при дальнейшем развитии принимает волокнистый вид; волокна гораздо более стойки, чем гранулы. Когда округлое пятно правильной формы приближается к солнечному краю, оно наблюдается нами в проекции и его поперечник в направлении радиуса солнечного диска сильно сокращен (пропорционально 
; см. рис. 8). При этом нередко наблюдается так называемый эффект Вильсона, заключающийся в том, что полутень пятна со стороны края диска видна хорошо, а со стороны, обращенной к центру диска, сильно сокращена. Такое явление допускает геометрическое уподобление солнечного пятна гигантскому углублению с конически суживающимися стенками. Но далеко не все пятна обнаруживают это.
Обычно группа пятен бывает растянута по гелиографической долготе (в исключительных случаях — до 20° и больше). При этом часто в группе намечаются два самых крупных пятна с отдельными полутенями, которые имеют слегка различные движения по поверхности Солнца. Восточное пятно называют ведущим, западное — следующим. Часто такая склонность образовываться парами наблюдается и у отдельных пятен, не образующих групп с большим количеством мелких пятен-спутников.
Рис. 38. Вихревая структура пятен в биполярной группе. Направления вихрей противоположны. (Спектрограмма в лучах На)
Наблюдения лучевых скоростей по разным спектральным линиям в разных местах пятна и под разным углом зрения к нему показывают наличие сильных (до 3 км/с) движений в полутени пятна — растекание вещества в глубинных частях его и втекание вещества внутрь на большой высоте. Последнее подтверждается вихревой структурой, заметной над пятнами на спектрогелиограммах в лучах 
. Направления этих вихрей противоположны в южном и северном полушариях Солнца и указывают в одиночных пятнах на втекание вещества в соответствии с тем, как его должна отклонять сила Кориолиса.
Обычно на внешнем краю полутени систематические движения уже не наблюдаются.
Как уже было сказано выше, солнечные пятна обладают сильными магнитными полями. Напряженность в 1000—2000 Э является обычной, а в одной группе в конце февраля 1942 г. была измерена напряженность 5100 Э. Детальные исследования распределения направления и напряженности магнитного поля внутри пятна показали, что в центре пятна магнитные силовые линии идут по оси пятна (вверх или вниз), а по мере удаления к периферии пятна они все более уклоняются от нормали к поверхности, почти до 90° на краю полутени. При этом напряженность магнитного поля убывает от максимума почти до нуля.
Рис. 39. Изменение средней широты и магнитной полярности солнечных пятен в последовательных циклах солнечной активности
Чем больше пятно, тем, как правило, сильнее его магнитное поле, но когда большое пятно, достигнув максимальных размеров, начинает уменьшаться, напряженность его магнитного поля остается неизменной, а полный магнитный поток уменьшается пропорционально площади пятна. Это можно истолковать так, как будто пятно лишь способствует выносу наружу магнитного поля, существующего длительно под поверхностью. Сказанное подтверждается также тем, что часто магнитное поле не исчезает после исчезновения пятна, но продолжает существовать там и вновь усиливается при новом появлении пятна в той же области. Наличие здесь перманентных факельных полей позволяет говорить, что в этих местах существуют устойчивые активные области.
В группах с двумя большими пятнами пятна ведущее и следующее имеют противоположную магнитную полярность (рис. 38 и 39), что оправдывает название таких групп — биполярные, в противоположность униполярным группам, включающим в себя одиночные пятна. Бывают сложные группы, в которых пятна той и другой полярности беспорядочно перемешаны. В каждом цикле солнечной деятельности полярности ведущего и следующего пятна в северном и южном полушариях противоположны друг другу.
Так, если в северном полушарии Солнца полярность ведущего пятна северная (N), а следующего — южная (S), то в это же время в южном полушарии полярность ведущего пятна — S, а следующего — N. У тех редких пятен, которые пересекаются экватором, полярность северной и южной половин противоположна. Но с окончанием цикла солнечной деятельности, когда проходит ее минимум, в каждом полушарии распределение магнитной полярности у пятен биполярной группы изменяется на то, которое было в предыдущем цикле на противоположном полушарии. Этот важный факт был установлен Хэйлом с сотрудниками в 1913 г.
Хотя местные магнитные поля Солнца бывают очень сильны, его общее магнитное поле весьма слабое и лишь с трудом выделяется на фоне местных полей только в годы минимумов солнечных пятен. Кроме того, оно изменчиво. В годы 1953—1957 его напряженность соответствовала диполю с индукцией в 1 Гс, знак был противоположен знаку магнитного поля Земли, а ось диполя совпадала с осью вращения. В 1957 г. знак поля изменился на обратный в южных полярных областях Солнца, а в конце 1958 г. — и в северных. Последнее изменение знака поля наблюдалось в 1970—1971 гг.
Смена магнитной полярности пятен с окончанием цикла солнечной активности не является единственным признаком конца цикла. Солнечные пятна редко образуются вдали от экватора. Их предпочтительная зона заключена в пределах гелиографических широт от 1—2° до 30° в обоих полушариях. На самом экваторе пятна встречаются редко, как и на широтах свыше 30°. Но у этой картины есть особенность ее изменения во времени: первые пятна нового цикла (после мнимума) появляются вдали от экватора (например, пятно с 
было зарегистрировано 15 марта 1914 г., с 
мая 1943 г. и с 
октября 1954 г.), в то время как последние пятна уходящего цикла еще наблюдаются вблизи экватора. Во время же расцвета цикла вблизи его максимума пятна можно встретить на всех гелиографических широтах между — 45° и +45° (известна группа пятен даже с широтой +50°, наблюдавшаяся в июне 1957 г. во время максимума солнечной активности), но главным образом между 5 и 20°. Таким образом, средняя гелиографическая широта пятен по мере развития 11-летнего цикла солнечной активности неуклонно уменьшается, и новые пятна появляются все ближе и ближе к экватору (рис. 39). Эта закономерность была установлена впервые в 1858 г. Кэррингтоном и иногда называется законом Шпёрера (хотя последний установил ее на 10 лет позже).
Таким образом, если под периодом понимать промежуток времени, в течение которого изменяются и возвращаются к исходному состоянию все свойства, то истинный период солнечной деятельности есть не 11 лет, а 22 года. Интересно, что некоторое чередование высоты максимума через цикл также подтверждает 22-летнюю периодичность. Намечается и 80-летний цикл солнечной деятельности. По каким-то внутренним причинам солнечная активность меняется в широких пределах с характерным временем около столетия.
Так, между 1645 и 1715 гг. на Солнце почти не было пятен, а группа появлялась только» один раз. Это так называемый минимум Маундера. Другой минимум, минимум Шпёрера, был между 1410 и 1510 гг. Наоборот, средневековый максимум между 1120 и 1280 гг. был очень энергичен, подобно переживаемому нами сейчас. Описанные вариации сопровождались колебаниями средней годовой температуры в Англии в пределах 1 °С.
