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.

Целью изучения активной области является построе­ние ее физической теории. Но пока такая теория еще не создана. И дело здесь не только в том, что в самой общей картине развития активной области остается пока немало белых пятен. Составляющие ее явления столь разнообразны и противоречивы, что привести их в еди­ную систему до сих пор не удалось. Мы будем говорить только о фрагментах физической схемы развития актив­ной области, созданных к настоящему времени. Надеем­ся, что в дальнейшем изложении читателя не удивит довольно большое количество «если» и «по-видимому». Это неизбежное следствие наших всегда несовершен­ных, хотя и увеличивающихся возможностей.

Ранее уже говорилось о том, что магнитные поля и крупномасштабные движения солнечной плазмы лежат в основе рождения и эволюции активной области. По­этому все наше рассмотрение будет иметь магнитогид-родинамический характер. Солнечные магнитные поля существуют в условиях очень высокой электропровод­ности. Это позволяет обсудить наиболее важные для нас вопросы в рамках магнитной гидродинамики с бес­конечной проводимостью. Прежде чем перейти непосредственно к вопросам физической картины эволюции ак­тивной области, запомним, что если в подфотосферных слоях Солнца вещество «контролирует» движение маг­нитного поля, то в фотосфере кинетическая и магнитная энергии сравнимы между собой, а в хромосфере и коро­не магнитное поле «управляет» движением солнечной плазмы.

Как мы уже знаем, появление биполярной магнитной области на уровне фотосферы обусловлено всплыванием из подфотосферных слоев Солнца нового магнитного потока. В среднем он составляет 1022 Мкс. Этот поток выносится конвекцией в магнитных жгутах. Пока жгут находится глубоко в конвективной зоне, магнитное дав­ление мало по сравнению с газовым и поэтому заметно не сказывается. Но когда конвекция выносит часть его в верхние слои этой зоны, где газовое давление ниже, жгут получает возможность расширяться, становится легче окружающей среды и всплывает. Теперь поднима­ющиеся магнитные силовые линии, выйдя в солнечную фотосферу, уже не встретят большого сопротивления и разойдутся по большой области. Они увлекают за собой газ, находящийся внутри жгута. Магнитное поле не пре­пятствует движению вещества вдоль его силовых линий. Поэтому поднимающийся газ будет соскальзывать вдоль них. При расширении магнитных жгутов их напряжен­ности равны нескольким сотням гаусс.

Наклон оси активной области (и ее биполярной маг­нитной области) к экватору Солнца обусловлен силой Кориолиса (учитывающей влияние переносного движе­ния). На магнитный поток, пересекающий фотосферу, влияют конвективные или волновые движения. Так на­зываемые случайные горизонтальные блуждания в со­четании с дифференциальным вращением Солнца, по-видимому, являются причиной расширения, вытягивания и ослабления «зрелых» биполярных магнитных обла­стей и появления униполярных областей. Появление на­иболее развитых активных областей в «излюбленных» долготных интервалах, скорее всего, связано с тем, что их источник расположен в глубоких слоях конвективной зоны, которые вращаются как твердое тело. Но просто­го и ясного объяснения этой особенности еще нет.

При выходе в солнечную фотосферу магнитный по­ток распределяется по площади нескольких супергранул за несколько суток, т. е. за время в несколько раз превышающее продолжительность их существования. Фото­сферные магнитные поля со средней напряженностью 200 Гс слишком слабы, чтобы уменьшить конвекцию. Но они в состоянии способствовать усилению звуковых и гидромагнитных волн вблизи фотосферы, увеличивая нелучистый поток примерно в 10 раз. Этим можно объ­яснить важный и интересный факт более медленного убывания с высотой температуры в факельных площад­ках по сравнению с невозмущенной фотосферой.

Появление солнечных пятен, характеризующихся малыми величинами температуры, лучистого потока и давления по сравнению с окружающей их солнечной ат­мосферой, обусловлено «подавлением» конвективного переноса энергии магнитным полем напряженностью около 5000 Гс. Согласно современным представлениям, этот дефицит становится ничтожно малым на глубине примерно 1000 км. Пятна формируются, по-видимому, супергрануляцией, которая концентрирует магнитный поток в вершинах супергранул. Именно в этих местах намагниченное вещество в верхней части конвективной зоны охлаждается путем потери энергии через излуче­ние, пока ослабление конвекции не уравновесит эти по­тери. Таким образом, создается впечатление, что солнеч­ные пятна не выносятся снизу, а образуются в верхней части конвективной зоны супергрануляционным движе­нием. В этом смысле они выступают как вторичное явле­ние по отношению к биполярной магнитной области. Время жизни групп пятен в значительной степени тоже «диктуется» действием супергрануляции, которая «воль­на» раздробить магнитный поток на мелкие части. Тон­кую структуру пятен и появление вокруг них ярких, бо­лее горячих областей можно объяснить действием так называемой колебательной конвекции, которую не спо­собно подавить даже сильное магнитное поле. Этот тип конвекции представляет собой движение газа вдоль магнитных силовых линий, которые в случае сильного поля можно считать неподвижными. В соседних магнит­ных трубках движение происходит не в одной фазе, так что энергия переносится вверх как бы шагами, пока не выйдет наружу. Имеются и другие объяснения особен­ностей возникновения и развития групп пятен, быть мо­жет, даже лучшие, чем приведенные здесь. Но они не столь полные. Вот почему мы предпочли здесь ограни­читься этим.

Над солнечной фотосферой магнитное поле в актив­ных областях является бессиловым, т. е. любые значи­тельные электрические токи, которые в состоянии изме­нить магнитное поле, текут вдоль него. Видимо, именно поэтому в солнечной хромосфере в свете красной линии водорода Нанаблюдают многочисленные вытянутые структуры. Несколько труднее объяснить с помощью этого типа магнитного поля корональные детали. Но в последнее время появились просветы и в этом вопросе, по крайней мере в отношении крупномасштабных коро­нальных структур.

Самым сложным и вместе с тем наиболее интерес­ным в построении физической схемы развития актив­ной области, безусловно, является объяснение явления солнечной вспышки. Чем больше исследователи Солнца бьются над решением этой проблемы, тем больше возникает в ней новых вопросов. Поэтому было бы лег­комысленным с нашей стороны изложить здесь даже са­мые главные (и притом нередко противоречивые) ре­зультаты попыток построить теорию солнечных вспы­шек. Вместо этого, как и для групп пятен, мы ограни­чимся описанием одной концепции, оговорившись при этом, что время покажет, насколько можно считать ее основательной.

Основной задачей теории солнечных вспышек явля­ется объяснение источника их энергии и того, как эта энергия передается быстрым частицам. Обычно счита­ется, что главным источником солнечных вспышек явля­ется сильное магнитное поле. Хотя имеются два типа моделей вспышек, в одном из которых магнитное поле играет пассивную роль, а в другом активную, мы оста­новимся на описании моделей второго типа, поскольку в настоящее время нет надежных свидетельств накопле­ния энергии перед вспышкой в иных формах, чем маг­нитное поле. Наиболее полно такая модель разработана С. И. Сыроватским и его сотрудниками. Нередко ее на­зывают моделью нейтрального токового слоя.

В этой модели деформация первоначального магнит­ного поля активной области, вызываемая, например, движением пятен группы, приводит к появлению обла­стей сильного электрического тока в плазме, так назы­ваемых токовых слоев. Такой слой обычно возникает вблизи линии раздела полярностей магнитного поля, или нейтральной его линии. Развитие токового слоя автоматически ведет к его турбулентности, т. е. хаотиче­ским движениям разного масштаба, и следовательно, к быстрому рассеянию (или диссипации) магнитного по­ля. Турбулентность плазмы в токовом слое может быть причиной нагрева ее до высокой температуры, появле­ния рентгеновского и нетеплового радиоизлучения, а также ускорения некоторых заряженных частиц до вы­соких энергий. Кроме того, теплопроводность вдоль магнитных силовых линий в состоянии привести к на­греву соседних, более холодных элементов, прежде все­го водорода.

Развитие горизонтального токового слоя вблизи нейтральной (или нулевой) линии магнитного поля ве­дет к появлению на его краях двух волокон плотной плазмы, параллельных этой линии и расположенных по обе стороны от нее. Это происходит в результате «вы­давливания» плазмы из области вблизи нейтральной линии, как показано на рис. 11. Такая двухленточная структура, как мы уже знаем, действительно типична для протонных вспышек. После сжатия плазмы происходит ее разрежение около нулевой линии и движение наружу со скоростью, соответствующей напряженности магнит­ного поля активной области. Тогда же возникает разрыв токового слоя или какой-либо его части. Вследствие прерывания тока появляется сильное электрическое поле, которое помогает понять ускорение большого чис­ла частиц до высоких энергий в течение короткой им­пульсной стадии вспышки.

Схема развития горизонтального токового слоя...

Схема развития горизонтального токового слоя…

Таким образом, горячие электроны во время тепло­вой стадии вспышки и нетепловые электроны, ускорен­ные до высоких энергий во время ее импульсной стадии, вдоль магнитных силовых линий проникают в более плотную область вне токового слоя. Они нагревают внешний слой этой области до высоких температур, вы­зывая при этом рентгеновское излучение и излучение в линиях видимой области спектра (в частности, водород­ных) в более глубоких слоях солнечной атмосферы. Главная часть магнитной энергии, которая накаплива­ется в области вспышки, рассеивается в течение ее им­пульсной стадии, когда эту область пополняют ускорен­ные частицы. Отсюда можно сделать вывод, что вспыш­ка, по-видимому, может рассматриваться прежде всего как явление ускорения частиц, а излучения в оптиче­ском, рентгеновском и радиодиапазонах спектра скорее представляют собой вторичные процессы, обусловлен­ные этими частицами.

Происхождение протуберанцев (особенно спокой­ных) связано либо с «вытягиванием» газа из хромосфе­ры, либо, что более вероятно, с охлаждением солнечной короны. Стоит температуре короны уменьшиться в 2— 3 раза, как наступает тепловая неустойчивость и даль­нейшее охлаждение идет самопроизвольно. В охлажден­ном газе давление падает. Поэтому окружающая коро­на будет его сжимать. В конце концов образуется холод­ное плотное облако с давлением, равным внешнему. Из­вестно, что спокойные протуберанцы обычно располага­ются либо на линии раздела полярностей магнитного поля в активной области, либо на ее высокоширотной границе, где магнитные силовые линии, выйдя из обла­сти, становятся горизонтальными и затем опять повора­чивают вниз. Создается впечатление, что протуберанцы «висят» на вершинах арок магнитных силовых линий, прогибая их своим весом. Под влиянием дифференци­ального вращения Солнца они затем поворачиваются. Это обстоятельство, а также наличие собственного, хотя и небольшого, магнитного поля протуберанцев при высо­кой их проводимости увеличивает их устойчивость и обеспечивает им «долгую жизнь». Другие типы проту­беранцев (выбросы, петлеобразные протуберанцы) тоже развиваются в соответствии с конфигурацией их внутреннего и внешнего магнитного поля. Конечно, име­ются большие трудности в объяснении всего многообра­зия протуберанцев. Поэтому здесь мы ограничимся только самым грубым и простым объяснением наиболее общих их свойств. Появление во время вспышек актив­ной области спорадических корональных конденсаций, связанных с образованием в короне петлеобразных про­туберанцев, скорее всего вызвано давлением магнитного поля, проникающего в корону, и охлаждением сжатого газа.

Повышенный нагрев превращает в «дно» короны верх­ний, более плотный слой хромосферы. В этом убеждают результаты сопоставления оптических и радионаблю­дений Солнца, которые дают распределение темпера­туры по высоте над факельной площадкой. Оказыва­ется, что над хромосферой температура в активной об­ласти выше 2 млн. градусов и, уменьшаясь с высотой, тем не менее превосходит среднюю температуру коро­ны. Отсюда следует, что энергия волн, идущая от фа­кельной площадки, поглощается в самых нижних слоях короны и в верхней хромосфере, а дальше передается теплопроводностью вдоль магнитных силовых линий. Систематические изменения, которые испытывают отно­шения интенсивностей различных корональных и край­них ультрафиолетовых линий в постоянных корональных конденсациях, невозможно объяснить, если не считать их неоднородными. Форма этих конденсаций, безуслов­но, определяется структурой магнитных полей короны и их эволюцией.