Сергей Язев - Лекции о Солнце

Многолетние наблюдения показали, что группы пятен разнообразны еще и по суммарной площади. Принято определять площадь в так называемых миллионных долях полусферы (1 м. д. п. – чуть больше трех миллионов квадратных километров). Большинство групп пятен (более 85 %) сравнительно невелики, имея площадь не больше 250 м. д. п. (около полутора поверхностей Земли). Однако есть и примеры групп пятен гигантских площадей – в десять раз больше! Такие группы пятен можно увидеть на Солнце даже без телескопа (конечно, если смотреть сквозь природный или искусственный фильтр).

Кроме того, можно констатировать, что группы пятен – как правило, короткоживущие образования. К середине ХХ века на большом статистическом материале было показано, что зависимость количества групп пятен от продолжительности их жизни носит почти экспоненциальный характер: долгоживущих мало, короткоживущих много. Более 50 % всех наблюдаемых групп пятен существуют меньше двух дней, 90 % – меньше 11 суток. Только отдельные группы пятен могут существовать до нескольких месяцев. Поэтому, например, большой интерес исследователей вызвала группа пятен, наблюдавшаяся в конце 2006 – начале 2007 года. Одно крупное пятно, сопровождаемое эскортом из более мелких пятен, существовало почти пять месяцев! Такие случаи крайне редки.

Магнитное поле группы пятен в простейшем случае представляет собой биполярную структуру из двух пятен: одно (головное) пятно одного знака магнитного поля, второе (хвостовое) – противоположного знака. Ранее теория утверждала (а сейчас это подтверждено прямыми наблюдениями со спутников), что силовые линии магнитного поля такой группы пятен образуют огромную петлю, или арку, поднимающуюся высоко в корону. Головное и хвостовое пятна – это основания такой магнитной петли.

Простая (идеальная) биполярная структура группы пятен – редкость. В большинстве случаев пятен различной полярности в группе много (магнитный поток раздроблен на отдельные пучки силовых линий). При этом пятна разных полярностей иногда бывают перепутаны сложным образом. Самые удивительные случаи бывают, когда в одном пятне внутри полутени могут оказаться рядом фрагменты тени различной магнитной полярности! Разработка теории столь сложных топологий сильных магнитных полей сталкивается с рядом трудностей. Тем не менее, такие пятна – не выдумка, они явно существуют (это так называемая дельта-конфигурация в магнитной классификации пятен).

И еще об одном свойстве солнечных пятен, которое, впрочем, уже упоминалось. Группы возникают далеко не на всей поверхности Солнца, а только в пределах полосы, простирающейся не более чем на 30–35 градусов по обе стороны от солнечного экватора. Шейнер назвал эту полосу королевской зоной , это название используется и сегодня.

В недрах Солнца вещество ионизовано, следовательно, электрическая проводимость там очень велика. Хорошо известное физикам явление самоиндукции в этих условиях должно препятствовать быстрым изменениям магнитного поля. Это означает, что поля пятен напряженностью в тысячи эрстед не могут ни быстро возникать, ни быстро исчезать. Известно, что магнитные поля формируются не на поверхности, а глубоко в недрах Солнца. Впрочем, есть основания полагать, что мы сталкиваемся с разными популяциями пятен, зарождающихся на разных глубинах. Здесь жгуты из переплетенных магнитных силовых линий. Внутри этих жгутов (гелиофизики называют их трубками) появляется дополнительное давление, создаваемое магнитным полем. В результате возникает новое и очень важное свойство магнитной плавучести : трубка, содержащая поле, расширяется и всплывает к поверхности Солнца. В результате магнитная структура появляется на уровне фотосферы уже «готовой», сформированной в глубине конвективной зоны.

На сегодняшний день эта уже давно принятая большинством гелиофизиков модель получила прямые подтверждения с помощью метода гелиосейсмологии. Так, в октябре 2003 года на Солнце почти одновременно и недалеко друг от друга возникли три гигантские группы пятен. Регистрация колебаний Солнца с помощью космического аппарата SOHO позволила зафиксировать огромную неоднородность в форме петли, всплывающей из недр конвективной зоны к поверхности. Когда верхушка всплывающей петли достигла фотосферы, здесь начали появляться быстро растущие пятна.

Как правило, солнечные пятна окружены обширными полями так называемых факелов, также обнаруженных в первых телескопических наблюдениях четыре столетия назад. Они выглядят как яркие (ярче фотосферы!) образования в виде множества ярких точек с характерным размером гранулы (1–1,5 тысячи километров). Отдельные факельные гранулы выстраиваются в цепочки, которые демонстрируют своеобразную ячеистую структуру с характерным размером супергранулы (30–40 тысяч километров).

Измерять магнитные поля факелов сложно, поскольку выяснилось, что здесь напряженность поля гораздо меньше, чем в пятнах, и расщепление спектральных линий незначительно. Типичные значения для напряженности поля факелов – десятки и сотни эрстед. Если поле окажется больше (порядка тысячи эрстед), среди факелов может возникнуть темная деталь зарождающегося пятна.

У факелов есть очень интересное свойство. Они хорошо выделяются на краю Солнца, но когда Солнце поворачивается и факельное поле оказывается вблизи центра диска, контраст факельных гранул падает до обычного уровня обыкновенных гранул, и различить их становится невозможно.

Объяснить это странное явление можно следующим образом. Если представить себе, что факельные гранулы приподняты над фотосферой (над обычными гранулами) и часть энергии излучается «вбок», из боковых стенок конвективного элемента, то увидеть это излучение можно только глядя сбоку – например, когда наш взгляд падает не радиально к Солнцу, а почти по касательной к солнечному шару. Это и происходит при наблюдениях факелов вблизи видимого края диска светила. Об этой идее еще в 1979 году автору рассказал руководитель его дипломной работы, отечественный гелиофизик Эдвард Владимирович Кононович (1931–2017). Так оно и оказалось…

Откуда берется дополнительная энергия факелов? Можно вспомнить, что в пятнах наблюдается дефицит излучаемой энергии. Но энергии, поступающей снизу, из недр Солнца, нужно куда-то деваться, и если ее меньше выйдет на поверхность в пятнах, то ее должно больше выйти вокруг пятен – в факелах!

Кроме того, слабое магнитное поле факелов (оно здесь преимущественно вертикальное) препятствует движениям в поперечном (горизонтальном) направлении. Это облегчает конвекцию, и конвективные потоки в факелах прорываются несколько выше, чем в зоне обычной грануляции.