км. У растущих пятен такие об­разования чаще всего смещаются внутрь пятна (даже его тени) или поры со скоростью 0,25—1,0

км/с. Все также элементы имеют ту же полярность, что и само пятно. У распадающихся пятен обычно отмечаются движения магнитных образований наружу. Лучше всего они заметны в виде ярких точек, которые движутся. Радиально от пятна к магнитной сетке со скоростью до 2км/с (по наблюдениям в фиолетовом крыле линии ионизованного кальция К и в линии циана). Особенно часто их наблюдают в распадающихся пятнах, окруженных областью, которая лишена устойчивого магнитного поля и простирается на 10-20

тыс. км от края пятна,— гак называемым рвом

. Отдельные элементы выходящего магнитного потока могут иметь любую полярность, но чаще характерную для пятна, из которого они выходят.

Спектральные наблюдения

вблизи солнечных пятен (а иногда и далеко от них) позволяют обнаружить не

большие области

поперечником примерно 1000

км, обладающие магнитным полем напряженностью 1400-2000

Гс, которые называются магнитными узлами, Обычно их полярность противоположна полярности «ближайших пятен. Они существуют в среднем около часа. Полагают, что именно через магнитные узлы магнитное поле солнечных пятен возвращается в фотосферу.

Как уже отмечалось, движение вещества в тени пят­на сильно затруднено существующим в нем сильным вертикальным магнитным полем. Что же касается полутени, в которой магнитное поле почти горизонталь­ное, то в ней на уровне фотосферы движение направле­но от центра пятна, тогда как в самых верхних ее садах,— наоборот, как бы внутрь пятна.

Правильные пятна встречаются довольно редко. Чаще всего форма пятна бывает далека от «совершен­ства». К тому же пятна «предпочитают» появляться группами. Далеко не всегда им удается «обзавестись» полутенью. Таких пятен, или пор, о которых уже гово­рилось в этом разделе, подавляющее большинство; они существуют от нескольких часов до нескольких суток. Если же группа пятен большая и сложная, то она состоит, по крайней мере, из двух больших пятен, множе­ства мелких пятен и пор между ними. Основными пят­нами группы являются ведущее и хвостовое. Первое из них расположено к западной части группы, т. е. в ее «голове», второе находится сзади, или в «хвосте». Обыч­но они имеют весьма замысловатый вид. Ведущее пятно

чаще всего бывает многоядерным

, т. е полутень его окаймляет два или более ядер. Нередко эти ядра даже не совсем отделены друг от друга. Особенно рыхлым выглядит хвостовое пятно. Бывает, что оно чуть ли не с момента появления распадается на множество мелких пятен и нор, В некоторый самых сложных группах име­ется несколько основный пятен. Ведущее и хвостовое пятна группы, как правило, обладают магнитными по­лями противоположной полярности. Даже в тех слу­чаях, когда группа состоит из одного пятна, имеется и вторая ее часть, которая не видна. Практически она всегда сопутствует таким группам в форме магнитных узлов, о которых мы уже говорили.

Группы солнечных пятен появляются

не по всему диску Солнца, а только в так называемых «королевских зонах

», расположенных на расстоянии примерно до 40

°по обе стороны от солнечного экватора. В некоторых случаях их наблюдали даже до широты ±52

°, но это были крайне неустойчивые мелкие пятна и поры. Вбли­зи самого экватора, до широты ±5

°, пятна также встречаются очень редко.

Характерно, что группы пятен практически всегда

вытянуты приблизительно вдоль солнечных параллелей.

Однако ведущее пятно обычно расположено ближе к экватору, чем хвостовое. Этот наклон оси групп к парал­лели в среднем увеличивается по мере удаления от эква­тора Солнца. Особенно велик он бывает у мелких короткоживущих групп пятен и пор, сопутствующих боль­шим сложным группам.