Коротко про фізику Сонця. Хромосфера, аркова структура корони, локальні магнітні поля та сонячна активність
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
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 7эф = 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.
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.
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).
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.