Сергей Язев - Лекции о Солнце

Эдвард Гибсон (род. 1936), известный американский гелиофизик и астронавт, проводивший наблюдения Солнца на борту орбитальной станции Skylab , назвал свою книгу о светиле «Спокойное Солнце». Его книга посвящена тому, что происходит на Солнце везде и всегда. Эти процессы непросты, но, с другой стороны, не столь уж сложны для понимания и описания. Именно это, видимо, имел в виду английский астрофизик сэр Артур Эддингтон (1882–1944), однажды заявивший, что нет ничего более простого, чем звезда. Самая простая модель невращающейся звезды с математической точки зрения одномерна: все параметры меняются только вдоль радиуса, а в поперечных направлениях (на каждом концентрическом шаровом слое) все и всегда абсолютно одинаково.

В который раз природа показала, что все оказывается гораздо сложнее, чем можно было себе вообразить. То, что одномерные модели нельзя абсолютизировать, стало подспудно ясно уже 400 лет назад, когда было открыто вращение Солнца. Точки на разных широтах оказались неодинаковыми, поскольку вращаются с разными скоростями. И на поверхности, и в недрах (в конвективной зоне) можно выделить слои, которые проворачиваются друг относительно друга. Нетрудно догадаться, что этот феномен должен порождать какие-то новые процессы и явления в недрах и на поверхности Солнца.

Одно из наиболее важных явлений на Солнце – его магнетизм . Еще из курса средней школы мы должны помнить, что направленное движение заряженных частиц есть электрический ток, а ток всегда порождает магнитное поле. Если вспомнить, что Солнце состоит из плазмы, то есть заряженных частиц, и что в недрах происходят движения, становится ясно, что магнитные поля в соответствии с законами природы должны там появляться обязательно.

Законы природы исключений не допускают: Солнце оказалось магнитной звездой . Если движения потоков плазмы за счет вращения Солнца происходят на звезде в разных местах по-разному, то разными в разных местах должны быть и магнитные поля. Сочетание двух эффектов – дифференциального вращения Солнца и генерации магнитных полей в его недрах – приводит к новому сложнейшему феномену, имя которому – солнечная активность.

Оказалось (ниже мы еще вернемся к этому вопросу), что явления и процессы солнечной активности принципиально непостоянны: они возникают, исчезают, сменяют друг друга, повторяются по определенному закону. На фоне постоянного, сравнительно стабильного существования «спокойного» Солнца на светиле возникают бурные, относительно кратковременные проявления солнечной активности. Можно определить солнечную активность как все то, что меняется со временем на Солнце, как нестационарные процессы и явления, протекающие на фоне явлений и процессов спокойного Солнца.

Гелиофизики давно изучают эти проявления. Их очень много, они чрезвычайно разнообразны. Одно перечисление заняло бы немало места. Познакомимся с основными из них.

В ряду разных видов солнечной активности солнечные пятна, конечно же, стоят на первом месте. Об истории их открытия и первых исследованиях уже говорилось в предыдущих главах.

Пятна выглядят действительно адекватно своему названию. Это темные пятна на сияющей поверхности фотосферы. Они сильно различаются по размерам – от габаритов одной или нескольких гранул (1–5 тысяч километров) до гигантских образований диаметром в десятки тысяч километров (нередко существенно больше размеров Земли). Типичное крупное пятно имеет темную тень в центре, окруженную более светлой широкой каемкой – полутенью . Наблюдения с высоким разрешением позволили разглядеть в полутени радиально направленные, перемежающиеся темные и светлые волокна . Бывает, что в пределах одной протяженной полутени наблюдаются несколько отдельных темных фрагментов тени, не соединенных между собой.

Рис. 16. Солнечное пятно на фоне фотосферной грануляции

Спектральные исследования пятен позволяют сделать следующие выводы. Известно, что контраст относительно темных пятен по сравнению с яркой фотосферой объясняется пониженной температурой в пятне. Если в невозмущенной фотосфере температура приближается к 6 тысячам градусов, то пятно обычно бывает прохладнее на 1,5–2,5 тысячи градусов. Менее прогретое (по сравнению с окружающим фоном) пятно излучает меньше и поэтому кажется более темным.

Считается, что пониженная температура пятен связана с наличием в них сильных магнитных полей, которые подавляют конвекцию в пятне и препятствуют выходу энергии на поверхность. Обычно магнитное поле характеризуется параметром, который называется напряженность поля . Определить этот параметр в пятнах можно по эффекту Зеемана: расщепление линий в спектре Солнца пропорционально напряженности магнитного поля.

Нужно сказать, что измерение солнечных магнитных полей – задача очень непростая. В результат измерений вносят свой вклад множество факторов, включая свойства измерительного прибора (магнитографа). Корректный учет возможных ошибок требует значительных усилий и высокой квалификации исследователей. С учетом мировой практики за последние полвека, тем не менее, можно утверждать, что основные закономерности магнитной структуры пятен, видимо, уже изучены и известны. Самые мощные пятна обладают полями с напряженностью в несколько тысяч эрстед (напомним для сравнения, что магнитное поле Земли вблизи ее поверхности составляет примерно 0,5 эрстед). Впрочем, можно заметить, что напряженность поля, создаваемого школьным магнитом, сопоставима с полем солнечного пятна. Другое дело, что пятно, конечно, совершенно несравнимо с магнитом по общему магнитному потоку (напряженность поля, умноженная на площадь, занимаемую полем) – магнитный поток даже небольшого солнечного пятна очень велик.

Пятно можно представить как наблюдаемое на фотосферном уровне сечение мощной трубки силовых линий магнитного поля, которые в виде толстого снопа (возможно, даже слегка закрученного) выходят из-под фотосферы в верхнюю атмосферу Солнца. Если в области тени пятна поле почти вертикально (направлено вдоль радиуса Солнца), то в полутени, по мере удаления от центра пятна, поле отклоняется от центра пятна наружу, и на внешней границе полутени расположено уже почти горизонтально. Потоки вещества движутся вдоль волокон полутени (эффект Эвершеда).

Еще Галилей обнаружил, что пятна, как правило, по одному не появляются. С тех времен существует понятие группы пятен . Группы пятен чрезвычайно разнообразны по своей сложности, насчитывая порой до нескольких десятков пятен разных размеров, объединенных в одну систему.