Дмитрий Соколов - Небесные магниты. Природа и принципы космического магнетизма [litres]

Когда после тяжелого рабочего дня в Институте радиоастрономии в Бонне, посвященного обсуждению вопросов магнетизма галактик, гуляешь по городу, то проходишь мимо Международного математического центра имени Феликса Хаусдорфа. Именно в этом городе Хаусдорф покончил с собой в 1942 г., предпочтя это отправке в концлагерь. Теперь Центр служит горьким напоминанием для сограждан. Мне почему-то кажется, что подобный центр был бы полезен и нам. Даже не столько для развития математики, сколько для прояснения картины мира.

Разумеется, приятно, что изучение магнитных полей Солнца вписывается в такую модную тематику, как фракталы. Однако не совсем понятно, стали ли мы лучше понимать магнитные поля на Солнце после того, как осознали, что они образуют фрактальную структуру. Остановимся на том, что магнитное поле на поверхности Солнца меняется в широких пределах и достигает в солнечных пятнах килогауссных значений.

А какова же напряженность магнитного поля внутри Солнца? Здесь мы, к сожалению, вступаем в область догадок и разнообразных моделей, но уж меньше одного килогаусса оно никак быть не может. В самом деле, солнечные пятна выплывают из глубин Солнца и приносят оттуда с собой магнитное поле. Поэтому магнитное поле в пятнах дает представление о том, что происходит в глубине Солнца.

Конечно, хотелось бы знать больше, но путь к этим знаниям лежит через изучение того, как магнитное поле Солнца меняется во времени. Поскольку оно устроено так сложно, появляется необходимость вводить индексы солнечной активности – интегральные показатели, характеризующие магнитное поле Солнца в данный момент времени.

Нужно вводить много индексов – это связано с разнообразием проявлений солнечной активности. Например, солнечные пятна имеют различную величину, объединяются в группы. Кроме пятен, магнитное поле проявляется, например, в солнечных вспышках. Их тоже нужно как-то учитывать. Более того, в любой момент мы видим лишь половину солнечной поверхности, так что приходится тем или иным способом упорядочивать наши неполные сведения.

Одним из первых индексов солнечной активности было число Вольфа, введенное в 1849 г. швейцарским астрономом Рудольфом Вольфом и названное в его честь. Оно определяется как сумма числа солнечных пятен, видимых в данный момент на диске Солнца, и удесятеренного числа их групп. Чтобы практически вычислить число Вольфа, нужно как-то фиксировать понятие солнечного пятна и группы солнечных пятен. Эта фиксация зависит от разрешения телескопа, на котором ведется наблюдение. Кроме того, пятна и их группы заметно разнятся по своим свойствам, так что трудно сформулировать общепринятое и практически применимое определение этих понятий. Поэтому вычисление числа Вольфа зависит от опыта и квалификации наблюдателя. Для того чтобы сделать числа Вольфа, полученные разными наблюдателями, сравнимыми, вводят нормировочные коэффициенты, специфические для каждого наблюдателя. В последнее время интенсивно развиваются различные подходы к алгоритмическому определению чисел Вольфа и других индексов солнечной активности.

Другими известными индексами солнечной активности являются число солнечных пятен, число групп солнечных пятен, общая площадь солнечных пятен, а также индексы, связанные с излучением Солнца в различных спектральных диапазонах. При вычислении и публикации индексов используются их ежедневные, среднемесячные и т. п. значения.

Важна также протяженность эпохи, для которой имеются данные о конкретном индексе солнечной активности. Индексы, связанные с наблюдением с помощью телескопов солнечных пятен и их групп, восстанавливаются с той или иной степенью определенности с начала XVII в., то есть эпохи изобретения телескопа. Конечно, степень их достоверности возрастает по мере приближения к современной эпохе. Начиная с последней четверти XIX в. становится возможной проверка данных разных обсерваторий путем их сравнения друг с другом и взаимной калибровки. Долговременный мониторинг индексов солнечной активности требует длительной рутинной работы и плохо вписывается в практику современной грантовой науки, так что задача поддержания и пополнения баз данных по индексам солнечной активности представляет проблему для общества наших дней.

Но, так или иначе, индексы активности вычисляются, и составляются их базы данных. Что же в них видно?

Во-первых, оказывается, магнитное поле Солнца меняется более или менее периодически.

Период, с которым меняется число солнечных пятен, близок к 11 годам – это знаменитый 11-летний цикл солнечной активности, или цикл Швабе. Он называется по имени немецкого аптекаря и астронома-любителя Генриха Швабе, который впервые заметил его на основе данных наблюдений солнечных пятен в 1844 г. К этому времени астрономы, среди которых было много первоклассных профессионалов, уже более 200 лет наблюдали с помощью телескопов за солнечными пятнами и не догадывались о наличии этой цикличности. Видимо, это произошло потому, что цикл заметен лишь при осмыслении данных за длительный период времени, поскольку длина цикла близка к 11 годам.

Солнечные пятна, то есть участки пониженной температуры солнечной поверхности, возникают в местах, где трубка сильного магнитного поля выходит на поверхность Солнца или входит под поверхность. Поэтому пятна объединяются в группы, для которых, имея наблюдения магнитного поля, можно ввести понятие полярности. С учетом полярности, то есть знака, оказывается, что два последовательных 11-летних цикла имеют противоположную полярность (см. ниже о правиле Хейла) и объединяются в один 22-летний цикл, так что физически более естественно говорить о 22-летнем цикле солнечной активности. Это можно сравнить с тем, что период синуса равен 2π, а период его модуля вдвое меньше.

Цикл Швабе (в форме 11- или 22-летних колебаний) виден практически во всех индексах солнечной активности.

Говоря об 11-летней длине цикла, нужно иметь в виду, что речь идет о номинальной длине. Последовательные циклы солнечной активности отличаются друг от друга и по длине, и по амплитуде. Однако отличия длин солнечных циклов от номинальной величины составляют десятки процентов, в то время как их амплитуды могут отличаться друг от друга в разы и десятки раз.

В частности, в середине, второй половине XVII в. и до начала XVIII в. солнечный цикл был чрезвычайно слабым и, возможно, на некоторое время исчезал вовсе. Эта эпоха называется минимумом Маундера – по имени английского астронома Уолтера Маундера, сыгравшего определяющую роль в опознании этого минимума. Первые догадки об аномальном поведении Солнца приходили в голову уже его современникам, от замечаний которых во многом отталкивался автор открытия. Представление об эпохе низкой активности Солнца входило в науку постепенно, поскольку непросто было убедительно обосновать, что во время этого минимума уменьшалось не количество регистраций солнечной активности, а ослаблялась сама солнечная активность. Этапом в восприятии представления о минимуме Маундера стало обнаружение аномалий солнечной активности в эту эпоху в данных о содержании радиоактивного изотопа углерода, производство которого на Земле связано с солнечной активностью. Следующий этап в восприятии этой концепции связан с восстановлением записи солнечной активности по данным о солнечных пятнах.