Широтно-временная диаграмма (или баттерфляй-диаграмма, то есть диаграмма бабочек) – удобный метод представления солнечных пятен и других трассеров солнечной активности в виде точек на плоскости, на горизонтальной оси которой откладывается время наблюдения, а на вертикальной – солнечная широта. Введена в физику Солнца Эдвардом Уолтером Маундером и его женой Энни Маундер. На баттерфляй-диаграмме солнечный цикл Швабе выглядит как две волны активности, которые бегут навстречу друг другу от средних широт к солнечному экватору. Каждый цикл по каждому полушарию распространяется одна волна.
Согласно правилу полярности Хейла, одна из этих волн, распространяющаяся в северном полушарии Солнца, содержит группы солнечных пятен одной полярности, а другая, распространяющаяся в южном полушарии, – противоположной. В следующем цикле волны в обоих полушариях меняют полярности.
Другими словами, крупномасштабное магнитное поле Солнца антисимметрично по отношению к солнечному экватору. Такой тип симметрии называется дипольным. В частности, магнитное поле диполя имеет дипольную симметрию.
Важное дополнение к правилу полярности Хейла сформулировано американским астрономом Джоем в той же работе. В соответствии с правилом Джоя углы между отрезком, соединяющим ведущее пятно с ведомым и экватором, противоположны по знаку в северном и южном полушариях Солнца и растут по модулю с ростом солнечной широты. Эти углы принято называть тилт-углами.
Правила и Хейла, и Джоя выполнены не для всех групп солнечных пятен. Встречаются группы сложного строения, к которым такие правила не всегда легко применить. Однако есть группы, нарушающие одно из них или оба. Правило полярности Хейла выражено более четко, чем правило Джоя. Поэтому до недавнего времени правило Хейла было гораздо более известно. Прогресс наблюдательной техники последнего десятилетия сделал возможным тщательное изучение симметрии, выраженной правилом Джоя, и оно быстро входит в круг интересов физики Солнца.
Исключения из правила Хейла интересны и потому, что позволяют хотя бы грубо оценить, насколько велики мелкомасштабные флуктуации магнитного поля в глубине Солнца. Получается примерно такое же отношение флуктуаций к среднему магнитному полю, как и для магнитного поля в галактиках.
Отрезки, соединяющие пятна, которые входят в группы, наклонены, согласно правилу Джоя, к солнечному экватору, но этот угол наклона небольшой. Поэтому данные о солнечных пятнах отражают в основном компоненту магнитного поля, направленную в азимутальном направлении. Ее называют тороидальной. На Солнце есть и более привычная компонента магнитного поля, похожая на поле постоянного магнита. Ее называют полоидальной. Ее напряженность заметно меньше килогаусса, но зато она не прячется в основном в недрах Солнца, как тороидальная компонента. Суммарной характеристикой полоидального магнитного поля служит его магнитный дипольный момент – он показывает, какой постоянный магнит должен находиться внутри Солнца, чтобы дать такое же магнитное поле, как и то, которое наблюдается на некотором удалении от поверхности Солнца.
