Коротко про фізику Сонця. Хромосфера, аркова структура корони, локальні магнітні поля та сонячна активність

Для понимания дальнейшего изложения необходимо хотя бы немного познакомиться с физикой процессов, происходящих в солнечной атмосфере. Чтобы не прибе­гать каждый раз к разъяснениям по различным пробле­мам, рассмотрим здесь строение атмосферы и различные проявления солнечной активности. Большее внимание, естественно, уделим тем вопросам физики Солнца, ко­торые используются (или начинают использоваться) для истолкования явлений, происходящих на звездах, при объяснении активности в их внешних атмосферах.

В центральных частях Солнца в результате ядерных реакций превращения водорода в гелий (ядерного го­рения водорода) выделяется громадная энергия, кото­рую уносят фотоны жесткого электромагнитного излуче­ния. Они путешествуют из центра наружу, многократно рассеиваясь, и примерно за 1 млн. лет достигают рас­стояния около 0,8 Rс (где Rс — радиус Солнца). Даль­нейшему же их продвижению будет мешать то, что вследствие падения температуры полная ионизация во­дорода (основного элемента Вселенной и Солнца тоже) сменяется частичной, а такой газ сильно непрозрачен для фотонов, переносящих основную энергию.

Поглощение фотонов приводит к нагреву газа, и по­этому в вышележащих слоях развивается система кон­вективных движений, т. е, перемещения вещества вдоль радиуса Солнца. Причины появления конвекции здесь те же, что и при появлении подобных движений в по­ставленной на плиту кастрюле с жидкой рисовой кашей. Правда, имеются и некоторые особенности, присущие развитию явлений в газах. Во всяком случае, начиная с расстояния около 0,8 Rс от центра и до почти самой поверхности Солнца энергия, производимая ядерным го­рением, переносится движущимися массами газа (явле­ние солнечной грануляции и есть отражение этой кон­векции).

В поверхностных слоях фотоны уже могут уносить энергию прочь от звезды. Эти слои и есть наблюдаемая фотосфера. Она излучает основную, энергию в оптиче­ском и так называемом ближнем, инфракрасном (0,74— 2,5 мкм) диапазонах: Спектр излучения является непрерывным (без спектральных линий) и аналогичен спект­ру излучения тела, нагретого до определенной темпера­туры. Поэтому распределение энергии в непрерывном спектре Солнца близко к тому, которое наблюдается в спектре абсолютно черного тела.

Если приравнять поток излучения с единичной пло­щади поверхности Солнца а Т⁴ (что характерно для излучения абсолютно черного тела), то этим можно оп­ределить так называемую эффективную температуру 7_эф = 5800 К, которая близка к реальной температуре тех слоев фотосферы, откуда как раз и выходит наблю­даемое излучение с непрерывным спектром. Во всяком случае, различный цвет звезд на небе — голубой, бе­лый, желтый, красный — связан именно с различной температурой их фотосфер (от 20—30 до 2—3 тыс. К).

В фотосфере при переходе от глубоких слоев к по­верхностным температура медленно уменьшается. Одна­ко после достижения минимального значения (4000— 4500 К для Солнца) снова начинается рост температу­ры. Это обстоятельство не может быть связано с на­гревом фотосферы, ибо ни одно тело не способно своим излучением нагреть другое до температуры большей, чем его собственная. Поэтому требуется, чтобы существовал некоторый источник нагрева внешних слоев, но его при­рода, несмотря на усилия нескольких поколений астро­номов, так и остается пока невыясненной до конца.

Атмосфера звезд, простирающаяся выше слоя с тем­пературным минимумом, подразделяется на хромосферу и корону. В хромосфере температура медленно растет с увеличением расстояния от поверхности, но не превы­шает 10 000 К. На Солнце протяженность хромосферы составляет по высоте всего 1500 км, и в отдельных точ­ках атмосферы вещество хромосферы в виде отдельных струй со скоростью 20 км/с вторгается в солнечную ко­рону. Эти струи — хромосферные спикулы — достига­ют высот 6000 км, а иногда и 10 000 км.

Над хромосферой температура практически скачком переходит к очень высоким значениям и удерживается выше 1 млн. К на всем протяжении короны. Необходи­мо, правда, подчеркнуть, что корональное вещество чрезвычайно разрежено: если в 1 см³ фотосферы содер­жится примерно 10¹⁷ частиц, а в хромосфере — 10¹³ ча­стиц, то на малых высотах в короне имеется всего около 3-10⁸ частиц, и поэтому плотность вещества резко па­дает с удалением от края солнечного диска.

Напомним, что химический состав и физические ус­ловия в атмосферах небесных тел астрономы опреде­ляют по спектру излучения этих тел (главным образом по спектральным линиям). Спектр фотосферы содержит около 30 000 темных линий, т. е. линий поглощения раз­личных элементов, а спектр хромосферы с температурой менее 10 000 К — линии излучения водорода (бальмеровская серия в видимой области и лаймановская в да­леком ультрафиолетовом диапазоне, 100—200 нм, и т. д.), линии гелия (с длинами волны 587,6 и 1083 нм), ионизованного кальция (линии Н и К), ионизованного магния (линии h и к в ближней ультрафиолетовой обла­сти — 200—400 нм).

Если заэкранировать излучение фотосферы — во вре­мя затмений или при закрытии изображения фотосферы «искусственной» Луной, — то эти линии будут видны как яркие эмиссионные в спектре собственно излуче­ния хромосферы. Самые нижние слои хромосферы мож­но наблюдать не только вблизи края солнечного диска, но и в проекции на этот диск: для этого при помощи монохроматора или фильтра выделяют в спектре об­ласть длин волн, соответствующую какой-либо из линий излучения.

Вещество короны (точнее, электроны) рассеивает солнечный свет. Поэтому когда фотосфера оказывается закрытой Луной (во время затмения), наблюдается све­чение около Солнца. Спектр этого свечения, так же как и фотосферы, является непрерывным, но интенсивность этого рассеянного излучения в миллион раз меньше фотосферного из-за разреженности короны. Основная часть излучения газа с температурой 1 млн. К приходится на рентгеновскую область спектра: как излучение с непре­рывным спектром, так и излучение в ряде линий мно­гократно ионизованных элементов (железа, кислорода и др.). В оптическом диапазоне это излучение горячей плазмы также представлено несколькими эмиссионными линиями (так называемыми запрещенными), излучае­мыми только очень разреженными газами.

Поскольку фотосфера с температурой около 6000 К практически не излучает в рентгеновском диапазоне, снимки Солнца в этих лучах представляют собой фото­графии собственно короны Солнца. Прогресс в наших знаниях о Солнце как раз связан во многом с тем, что рентгеновские наблюдения дали нам возможность изу­чать корональные образования непосредственно на сол­нечном диске (а не только на его краю), а также с ис­пользованием более простых методов для определения физических условий в этих слоях.

Ионизация газа в фотосфере незначительна. Однако при переходе от фотосферы к более высоким слоям тем­пература вещества становится больше, и, как и в более глубоких слоях, вещество становится все в большей сте­пени ионизованным, т. е. представляет собой плазму. Проводимость (электропроводность) вещества при этом растет, и электромагнитные явления, начиная с соответ­ствующих слоев, определяют структуру и динамику ат­мосферы.

В основном это связано с тем, что при высокой про­водимости космической плазмы магнитные силовые ли­нии сказываются как бы «вмороженными» в плазму, движутся вместе с ней: движения вещества разрешены вдоль силовых линий магнитного поля и затруднены по­перек их.

Процессы переноса энергии (например, распростра­нение тепла) также происходят вдоль силовых линий магнитного поля. Причем в конвективной зоне, о кото­рой говорилось раньше, происходит усиление слабых магнитных полей, силовые линии которых образуют от­дельные пучки (трубки), «всплывающие» на поверх­ность. При выходе в фотосферу достаточно сильного вер­тикального поля тормозятся горизонтальные движения (поперек силовых линий) в конвективных ячейках, и пе­ренос энергии конвекцией здесь уменьшается. В месте выхода большой вертикальной магнитной трубки темпе­ратура фотосферных слоев падает примерно на 2000 К, поэтому и образуются темные солнечные пятна.

Структура магнитных полей на Солнце весьма слож­на. Прежде всего можно выделить «квазидипольное» по­ле всего Солнца с напряженностью близ полюсов около 1 Э. Знак поля около каждого из полюсов меняется примерно каждые 11 лет, так что Солнце можно опре­делить как магнитопеременную звезду с периодом око­ло 22 лет.

Помимо этого слабого (фонового) поля на гелиоцен­трических широтах ±30°, в так называемой зоне коро­левских широт, развиваются более сильные локальные магнитные поля, занимающие области угловым диамет­ром до около 4′. Появление этих локальных полей при­водит к кардинальным изменениям структуры атмосфе­ры на всех высотах такой активной области, или цент­ра активности. Вид же хромосферы непосредственно над пятном с угловым диаметром около 1′ напоминает кар­тину расположения опилок на стекле над полюсом маг­нита. Различные по величине пятна в группе соединя­ются причудливыми светлыми и темными нитями.

Вся эта картина медленно изменяется, прерываясь, однако, моментами внезапных бурных событий: выбро­сами облаков плазмы, вспышками. Некоторые наблюда­тели навсегда оказываются под впечатлением той непо­вторимой панорамы явлений, развивающейся на про­тяжении эволюции каждого индивидуального центра ак­тивности и обусловленной влиянием магнитных полей на движения и нагрев хромосферной и корональной плазмы.

В фотосфере активная область проявляется как груп­па пятен (иногда как изолированное пятно), окружен­ная волокнами более ярких факелов (см. последнюю страницу обложки). Магнитные поля пятен достигают значений от 1200 Э (в самых малых образованиях — порах) до 4500 Э, и направление силовых линий практи­чески перпендикулярно поверхности Солнца, причем в факелах напряженность магнитного поля на порядок меньше. Излучение же хромосферных слоев в активной области (флоккуле) и в лежащей выше корональной кон­денсации усиливается в основном за счет увеличения плотности плазмы на соответствующих уровнях внешней атмосферы.

Процесс периодического появления активных обла­стей на диске Солнца и называется циклом активности. Его длительность составляет около 11 лет. Центры ак­тивности имеют тенденцию объединяться в комплексы на избранных «активных» гелиоцентрических долготах. В эпоху, близкую к максимуму активности, пятна за­нимают около 0,0015 миллионных долей полусферы, фа­келы — примерно вдвое больше, флоккулы не очень ма­лой яркости — до 1 % площади полусферы (несколько процентов площади солнечного диска).

Выходящие наверх магнитные поля определяют пе­тельную (арочную) структуру внутренних слоев короны. Системы арок отчетливо проявляются на снимках Солнца, полученных в рентгеновских лучах. Обычно арки соединяют «холмы» нижележащего магнитного поля противоположной полярности, распространяясь от цент­ра активности и оккупируя в два-три раза большую пло­щадь (рис. 1). Горячие и более плотные арки с темпе­ратурой вплоть до 10 млн. К лежат в непосредственной близости от группы пятен (между ними, но не входя в тень пятна) и не поднимаются выше высот 20— 30 тыс. км.

Схематическое изображение корональных арок

Самый распространенный тип арок с температурой 2 млн. К и концентрацией частиц около 10⁹ см^-3 рас­полагается на периферии центра активности. Иногда активные области соединяются арками, простирающими­ся вплоть до 1Rc и даже пересекающими экватор. Существует предположение, что вся внутренняя корона (слои на высотах до 1/4 Rc от края диска), т. е. не только активные, но и спокойные области, представляет собой совокупность арок.

Вопрос о том, почему основная часть корональной плазмы оказывается заключенной в отдельные арочные образования, так и не нашел пока своего решения. Сей­час, пожалуй, ясен лишь механизм поступления веще­ства в арку. Действительно, представим себе, что в ко­рону вышло нижележащее магнитное поле, и его сило­вые линии заполнили все пространство над этой об­ластью. Если же теперь в вершине какой-либо выделен­ной трубки силовых линий случайно увеличится нагрев, то в оба основания петли вдоль силовых линий будет распространяться тепло, которое испаряет газ из ниже­лежащих плотных слоев.

В устанавливающемся стационарном состоянии на­грев уравновешивается излучением, уходящим из коро­нальной арки наружу, и потоком тепла вниз. Трубка с большим по каким-либо причинам уровнем нагрева ока­зывается более плотной из-за описанного выше про­цесса испарения и начинает выделяться на общем фоне рентгеновского излучения. Этот процесс является основ­ным для образования корональных конденсаций — верх­ней, корональной части центров активности.

Рентгеновские наблюдения показали, что физические параметры — давление (р), температура (Т) и длина петель (L) фактически всегда связаны так называемым соотношением подобия: T~(pL)¹/³. Расчеты показыва­ют, что это соотношение вполне согласуется с рассмот­ренными представлениями об энергетическом балансе в арке. Подробному же обсуждению этого соотношения посвящено поистине бесчисленное количество теорети­ческих работ.

Арочная структура является характерной особен­ностью именно внутренней короны, простирающейся от поверхности в высоту всего на 0,2—0,3 Rc (140—210 тыс. км). Эта высота примерно равна протяженности боль­шой активной области на поверхности Солнца. При уда­лении от источника магнитного поля вверх влияние поля и усиленного нагрева уменьшается, и плазма оказыва­ется подвержена влиянию в основном двух сил: давле­ния горячего газа и тяготения.

Аналогично тому, как это свойственно земной атмо­сфере, в короне устанавливается так называемое гид­ростатическое равновесие: движения здесь практически отсутствуют, а плотность вещества монотонно падает по мере продвижения наружу. Однако при некотором уда­лении от Солнца (на несколько его радиусов) сила тя­жести значительно уменьшается. Давление горячего га­за, уже не удерживаемого силой тяжести, стремится увеличить объем, занимаемый этим газом, т. е. приво­дит к расширению короны. Поэтому постепенно форми­руется направленный наружу поток плазмы. Это и есть солнечный ветер, который с 1960 г. непосредственно регистрируется в межпланетном пространстве.

Причудливый вид солнечной короны, который наблю­дается во время полной фазы затмений (рис. 2), объ­ясняется взаимодействием магнитных полей и потоков высокопроводящей плазмы. Очевидно, например, что ар­ки образуются там, где есть два магнитных полюса, т. е. где силовые линии являются замкнутыми. Магнит­ное поле над этими областями часто препятствует формированию потока плазмы, истекающего наружу, т. е. поперек силовых линий. Однако в обширных областях короны силовые линии магнитного поля близ Солнца могут быть разомкнутыми, а вернее, они замыкаются в далеких просторах межпланетного пространства.

Схематическое изображение солнечной короны

Эти области довольно неожиданно были обнаружены на рентгеновских изображениях Солнца как протяжен­ные темные участки — корональные дыры. Последнее объясняется просто. Ведь различие между областями с замкнутыми и открытыми силовыми линиями прежде всего состоит в том, что из последних истечение типа солнечного ветра может беспрепятственно выходить на­ружу. Отток энергии (из-за ухода частиц) наружу при­водит к уменьшению температуры, а кроме того, кон­центрации частиц в корональных дырах также оказы­ваются ниже средних. Все это к приводит к понижению яркости таких участков на рентгеновских изображениях Солнца.

Дипольный характер общего магнитного поля Солн­ца приводит к тому, что вблизи магнитных полюсов, находящихся недалеко от точек пересечения оси вращения с поверхностью Солнца, почти всегда имеются обла­сти с открытой магнитной конфигурацией. Иначе гово­ря, полярные шапки Солнца — это две корональные ды­ры. Солнечный ветер «выносит» магнитное поле наружу, и при этом северная полусфера межпланетного про­странства оказывается заполненной полем одного знака, а южная — другого (рис. 3).

Распределение межпланетарного магнитного поля в меридиональном разрезе

Такое регулярное распределение межпланетного маг­нитного поля сохраняется в течение ряда лет. Северный и южный магнитные потоки в Солнечной системе оказы­ваются разделенными поверхностью, по которой течет ток (токовый слой). Вследствие ряда обстоятельств плоская поверхность токового слоя искажается, «гоф­рируется», а вращение Солнца закручивает силовые ли­нии межпланетного магнитного поля в спираль. Пред­полагают, что на расстоянии около 100 а. е. солнечный ветер с «вмороженным» магнитным полем взаимодейст­вует с межзвездной средой, образуя ударную волну.

Пока речь здесь шла о так называемых квазистацио­нарных явлениях в солнечной атмосфере. Наблюдатель изучает их развитие при помощи наземного инструмен­та (в среднем по 12 ч в сутки летом, если позволяет по­года) или телескопа, установленного на борту спутни­ка. Причем в течение многих часов на поверхности Солнца либо вовсе ничего не меняется, либо эти изме­нения происходят, но крайне медленно. Постоянно на­блюдаются лишь причудливые движения в холодных об­лаках — протуберанцах, плавающих в короне. Измене­ние их подчас необычной формы вносит разнообразие в эту статическую картину.

Однако на Солнце могут быстро, за секунды и ми­нуты начать вдруг развиваться процессы, которые зача­стую охватывают всю активную область как по площа­ди (около 200000 км), так и по высоте (от 200 000 км до десятков солнечных радиусов). В некоторых случаях такие процессы, начавшись в одном центре активности, могут продолжиться в другом. И наблюдателю прихо­дится в десятки раз увеличивать частоту фотосъемки, чтобы уследить за происходящими изменениями.

Наблюдаемые с помощью оптических инструментов нестационарные процессы развиваются в хромосфере, или, как говорят, происходят на уровне хромосферы. Их можно наблюдать в лучах одной из линий водорода или ионизованного кальция, излучаемых в этих слоях (здесь эти слои уже непрозрачны в центрах указанных линий и становятся наблюдаемыми). В частности, в лу­чах первой линии из бальмеровской серии водорода На иногда (весьма редко) одновременно проявляются не­сколько типов нестационарных процессов.

Развитие большой вспышки на Солнце согласно на­блюдениям в хромосферной линии На начинается с по­явления нескольких ярких точек в центре активности. Эти точки располагаются вблизи так называемой ней­тральной линии, которая разделяет области с противо­положной полярностью магнитного поля и проходит между пятнами с полями противоположной полярности. В некоторых больших вспышках эти точки соединяются по каждую из сторон нейтральной линии в длинные во­локна, которые со временем резко расходятся. От нача­ла вспышки до ее максимума, когда яркие волокна рас­ходятся, проходит всего несколько минут. Затем яркие волокна большой вспышки могут «гореть», постепенно затухая, от 1 до 10 ч (см. раздел о вспышках).

Сложная структура магнитных полей в центрах ак­тивности приводит к чрезвычайному разнообразию как форм рассматриваемых На-вспышек, так и особенностей их развития во времени. Очень долго это не позволяло делать какие-либо обобщения и разобраться хоть в ка­ких-то сторонах этого явления. Определенный прогресс в изучении вспышек был достигнут лишь благодаря вне­атмосферным рентгеновским исследованиям, когда ста­ло возможным прослеживать развитие вспышек не толь­ко на уровне хромосферы. Оказалось, что основной очаг энерговыделения вспышки сосредоточен в самых верх­них слоях хромосферы или в нижней короне. В этом «котле» по причинам, пока остающимся загадочными, происходят интенсивный нагрев газа и ускорение час­тиц, причем настолько эффективно, что частицы ускоряются порою до релятивистских энергий, протекают ядерные реакции «при пролете» частиц, возникает излу­чение в гамма-диапазоне и в линиях, соответствующих возбужденному состоянию атомных ядер.

То, что наблюдается при этом в хромосфере, являет­ся лишь «откликом» нижележащих плотных слоев атмо­сферы на произошедший наверху «взрыв». В частности, два волокна — это просто основания аркады петель, за­полненной горячей плазмой и составляющей своеобраз­ный коридор над нейтральной линией магнитного поля. (Подробнее об этом будет сказано позже, в разделе, по­священном вспышкам.)

Отметим здесь лишь то, что излучение обычной сол­нечной вспышки представлено в оптическом диапазоне линиями водорода, гелия и ионизованного кальция. Излу­чение в этих линиях является типичным для хромосферных слоев. Излучение в линиях более тяжелых элемен­тов (металлов), генерируемое нижними слоями хромо­сферы, наблюдается лишь иногда в мощных вспышках. И очень редко происходит усиление еще и оптического излучения с непрерывным спектром, возникающего вследствие того, что при вспышках образуются области излучения с плотностью вещества, характерной для фо­тосферы.

С 1859 г., когда впервые наблюдалось событие с не­прерывным оптическим спектром •— так называемая бе­лая вспышка, зарегистрировано всего 50 таких явле­ний. Белая вспышка характеризуется появлением одного или нескольких ядер в окрестностях пятна или даже в его полутени. Их угловые размеры составляют 1—3″ (в то время как площадь, охватываемая На-вспыш­кой, — в десятки раз больше). Можно сказать, что воз­никновение белого свечения во время вспышки озна­чает наибольшее по мощности энерговыделение при про­исходящем процессе. С момента появления ядер до мак­симума вспышки проходит несколько минут. Подобные явления, как мы увидим дальше, развиваются и на по­верхности других звезд.

С помощью работающих в космосе (до нескольких месяцев) приборов, в которых тщательно экранирова­лось яркое излучение фотосферы, были получены фото­графии солнечной короны до весьма больших расстоя­ний от поверхности Солнца — 5—20 Rс. На большинстве снимков лучистая структура внешних слоев короны оставалась неизменной. Однако иногда, в годы высокой ак­тивности, примерно один раз в сутки наблюдались ги­гантские выбросы, заполняющие в короне и межпланет­ном пространстве сектор с раствором до 40°. Эти явле­ния получили название корональных транзиентов.

Обычно скорость большого выброса быстро возра­стает от 100 до 500 км/с на интервале расстояний от по­верхности до 2 Rc, а далее остается примерно постоян­ной. Около двух третей всех корональных транзиентов, связано с появлением гигантских корональных петель. Причем выбрасывается вещество либо самой петли, ли­бо всей области, ограниченной системой петель. Осталь­ная одна треть корональных транзиентов возникает вследствие серьезной перестройки структуры коровы с движениями вещества вдоль лучей. Большой транзиент уносит в межпланетное пространство до 0,1 массы всей солнечной короны и обладает энергией около 10¹² эрг (такая же энергия характерна для наиболее мощных солнечных вспышек). Самая большая ГЭС на Земле — Саяно-Шушенская — для выработки такой энергии дол­жна была бы работать 500 млн. лет.

Происхождение этих явлений связано с перестройкой магнитных полей во всем объеме корональной конден­сации и с формированием движущейся наружу ударной волны. Детали этих процессов в настоящее время ин­тенсивно изучаются. Причем происходящие на Солнце явления начинают наблюдаться сейчас и во внешних атмосферах других звезд.

• ← Вступ
• Прогнози, прогнози… Перехід від Сонця до зірок, конвекція та нагрів плазми у зовнішній атмосфері, зоряні вітри та охолодження корон →