4 роки тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Как известно, все регистрируемые нами ныне виды солнечного излучения, от гамма-лучей до радиоизлуче­ния, не позволяют зондировать недра Солнца. Един­ственное средство для этого — поймать солнечные ней­трино, — пока дало результаты, весьма далекие от обнадеживающих. Во всяком случае они не могут слу­жить основанием для того, чтобы отказаться от приня­тых в настоящее время суждений о внутреннем строе­нии Солнца. Но важно отдавать себе отчет в том, что все эти представления базируются только на данных наблюдений солнечной атмосферы и применении зако­нов физики.

Здесь мы не станем заниматься рассмотрением того, как были выведены основные физические характеристики центральной части Солнца, или ядра, а ограничимся только перечислением главных результатов этого изу­чения. Было установлено, что температура в центре на­шего дневного светила равна 15 млн. К, плотность — 160 г/см3, давление 3,4•1017 дин/см2. Хотя ядра ато­мов здесь «упакованы» примерно в 1000 раз плотнее, чем в металлах, высокая температура поддерживает ве­щество в газообразном состоянии. Такие физические условия обеспечивают освобождение энергии, генери­руемой в недрах Солнца в результате образования ядер гелия из ядер водорода. Эта энергия переносится к сол­нечной поверхности в виде излучения. Такой перенос сопровождается быстрым уменьшением наружу темпе­ратуры, давления и плотности, а вместе с тем и сред­ней энергии фотонов, которые на своем пути поглоща­ются и переизлучаются много раз. В результате гамма-лучи последовательно превращаются в рентгеновское, а затем в ультрафиолетовое излучение и, наконец, в ви­димый свет, который наиболее обильно излучается в пространство.

Однако на глубине примерно 100—200 тыс. км от поверхности Солнца такой способ передачи энергии становится неэффективным. Здесь температура уже не­велика по сравнению с температурой ядра. Поэтому ионизация водорода уменьшается. Вместе с тем возра­стание числа атомов увеличивает поглощательную спо­собность газа, что приводит к возрастанию градиента температуры. В результате при создавшихся условиях Энергия переносится преимущественно самим веще­ством, сосредоточенным в более горячих по сравнению с окружающей средой элементах. Такой способ переда­чи энергии называется конвективным переносом, а слой, в котором он действует, — конвективной зоной.

Существуют многочисленные модели конвективной зоны Солнца. Все они опираются на различные (неред­ко полукачественные) теории конвекции и дают весьма противоречивые данные, которые трудно связать с со­ответствующими параметрами более глубоких слоев и фотосферы Солнца. Поэтому не будем заниматься их разбором в надежде на появление в недалеком буду­щем большей ясности в этом вопросе. Но при всей скудости нынешних знаний о конвективной зоне уже Сейчас исследователи Солнца отчетливо представляют себе, что она играет для Солнца исключительную роль уже хотя бы потому, что служит колыбелью разнооб­разных видов движения и магнитных полей, которые мы имеем возможность наблюдать в солнечной атмо­сфере.

Наиболее легко доступна наблюдениям самая ниж­няя часть атмосферы Солнца — фотосфера. Ее можно видеть даже невооруженным глазом через зачерненное стекло (необходимое, чтобы яркий солнечный свет не повредил зрения). Толщина фотосферы очень невелика: она не превышает нескольких сотен километров. Зато из нее выходит большая часть излучаемой Солнцем энергии с максимумом в видимой области спектра. Поэтому иногда ее называют видимой поверхностью Солнца. Но вряд ли такое название, нередко заменяе­мое в популярных брошюрах словами «солнечная по­верхность», можно считать оправданным. Ведь фото­сфера — довольно протяженный слой, который беспре­пятственно пропускает свет в лежащие выше прозрач­ные слои атмосферы и создает резко очерченный край солнечного диска.

Через фотосферу энергия переносится, как и в нед­рах Солнца, преимущественно излучением и частично звуковыми волнами. Температура фотосферы состав­ляет в среднем примерно 6000 К. Она убывает по направ­лению к лежащим выше слоям солнечной атмосферы, достигая минимального значения в слое так называемо­го температурного минимума. Фотосфера отличается очень большой непрозрачностью. Она является един­ственной на Солнце областью нейтрального водорода. Благодаря соединению с его атомами свободных электронов, возникших в основном в результате пол­ной ионизации металлов, в фотосфере образуются отри­цательные ионы водорода. Это протоны, с которыми связаны не один, а два электрона. Именно отрицатель­ные ионы водорода прежде всего служат причиной столь сильного поглощения фотосферным веществом из­лучения в видимой области спектра.

Солнечная фотосфера имеет тонкую структуру. Как стало ясно в результате стратосферных наблюдений, она состоит из светлых пятнышек довольно неправиль­ной формы (гранул), разделенных более узкими тем­ными межгранульными промежутками. Размеры гранул колеблются от 150 до 1500 км. Температура их на не­сколько сотен градусов выше, чем в соседних темных участках, которые отличаются большей устойчивостью. Фотосферная грануляция характеризуется преимуще­ственно вертикальными движениями со скоростями 1—2 км/с и, как сейчас считают, является порожде­нием конвективной зоны и возникших в ней волновых движений. Как мы увидим дальше, большую роль в ней играют магнитные поля.

Более высокие слои атмосферы Солнца недоступны для наблюдений в обычном белом свете, поскольку они очень разрежены и излучают только в отдельных спек­тральных линиях. Всего каких-нибудь сто лет назад об их существовании знали только благодаря наблюдени­ям полных солнечных затмений. В те немногие минуты, когда Луна закрывала солнечный диск, можно было видеть окаймляющее его узкое розоватое кольцо, вид которого напоминает огненную прерию. Это солнечная хромосфера — довольно протяженный слой атмосферы Солнца, простирающийся на тысячи километров над уровнем фотосферы. Она светится преимущественно в ярких линиях водорода, ионизованного кальция и ге­лия. Со временем астрономы создали специальные при­боры, позволяющие «вырезать» из белого света свет этих линий, и таким образом получили возможность наблюдать солнечную хромосферу в любой погожий день вне затмения Солнца. Это произошло еще в прош­лом столетии.

Солнечная хромосфера излучает не только в види­мом, но и в ультрафиолетовом и отчасти рентгеновском диапазонах спектра, а также в радиодиапазоне с дли­ной волны меньше 15 см. Пожалуй, самое поразитель­ное ее свойство состоит в том, что при дальнейшем убывании с высотой плотности и давления температура в ней не уменьшается, а возрастает от нескольких ты­сяч до нескольких сотен тысяч градусов. Такое резкое повышение температуры, согласно современным пред­ставлениям, обусловлено волнами, возникшими еще в конвективной зоне и проникающими через толщу фото­сферы и хромосферы, которые несут достаточно боль­шой запас механической энергии. Естественно, в их распространении большую роль играют и магнитные поля.

Не менее удивительной особенностью солнечной хромосферы является ее исключительная неоднород­ность, особенно относящаяся к температуре и скоростям движения. Наиболее рельефно она проявляется в существовании крупномасштабных ячеек поля скоро­стей, средний размер которых составляет примерно 30 тыс. км. Эти ячейки называются супергранулами. Они тесно связаны с хромосферной сеткой, отчетливо наблюдаемой в линиях ионизованного кальция и крас­ной линии водорода, а также с сеткой усиленного маг­нитного поля.

В красной линии водорода над солнечным лимбом можно наблюдать мелкие вертикальные выступы, кото­рые и создают впечатление огненной прерии. Это спикулы. В среднем их диаметр составляет 1000 км, дли­на — 6—10 тыс. км, а температура— 10—20 тысяч гра­дусов. Похоже на то, что они выбрасываются из ниж­ней хромосферы со скоростью 20—30 км/с на высоту 9 тыс. км. Спикулы располагаются преимущественно на границах супергранул.

Гораздо труднее было изучить самую внешнюю часть атмосферы нашего дневного светила — солнеч­ную корону. Плотность ее столь мала, а излучение столь слабо, что совсем недавно ее могли наблюдать только во время полных солнечных затмений. Из этих наблюдений астрономы узнали, что больше всего све­та корона излучает в особых «корональных линиях» и что она простирается в пространство на десятки сол­нечных радиусов. Только каких-нибудь 40—50 лет назад астрономы впервые сумели наблюдать внутрен­нюю часть солнечной короны вне затмения с помощью специального инструмента — внезатменного короногра­фа, в котором создается искусственное полное солнеч­ное затмение и частично устраняется рассеянный свет неба и инструмента. Примерно в то же время была рас­крыта загадка таинственного элемента «корония», ко­торому приписывались яркие линии короны. Оказалось, что они вызваны свечением железа и никеля, только находящихся в совершенно необычном состоянии, когда вследствие исключительно высокой температуры (при­мерно 1—2 млн. градусов) и разреженности атомы этих химических элементов теряют от девяти до четыр­надцати электронов.

Солнечная корона имеет сложную структуру. Пер­вая из ее составляющих, «электронная» корона, пред­ставляет собой непрерывное излучение, которое возни­кает вследствие рассеяния фотосферного света на свободных электронах. Это было установлено еще тогда, когда при наблюдениях полных солнечных затмений выявили зависимость степени поляризации света коро­ны от длины волны, позиционного угла и яркости. Вто­рая, «эмиссионная» корона, дает излучение в корональных линиях, о которых мы уже говорили. Иногда гово­рят еще о третьей составляющей, которая характеризу­ется однородным распределением ее неполяризованного излучения вокруг Солнца и появлением в нем фраунгоферовых линий. Ее яркость сравнительно медленно убывает с расстоянием. Но оказалось, что связь этой составляющей с Солнцем кажущаяся и обусловлена исключительно свойствами рассеяния света пылинками в межпланетном пространстве.

Солнечная корона излучает в видимой, далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, а также в дециметровых и метровых длинах волн радио­диапазона. Для нее характерна большая неоднород­ность плотности и отчасти температуры. Из-за высокой температуры и весьма малого ее изменения с высотой, а также высокой теплопроводности, корона не может находиться в стационарном состоянии и расширяется по законам гидродинамики. Это приводит к непрерыв­ному истечению потоков частиц из Солнца, называемых солнечным ветром. Корона обладает магнитными поля­ми, во многом определяющими особенности ее и солнеч­ного ветра.

Заканчивая краткий обзор строения солнечной атмосферы, вновь напомним, что главное свойство ее состоит в том, что весьма высокие температуры и силь­ная разреженность вещества создают в ней такие усло­вия, при которых газ существует в виде смеси положи­тельно и отрицательно заряженных частиц, т. е. в фор­ме плазмы, и что на поведение этой плазмы сильный отпечаток накладывает магнитное поле.