Movatterモバイル変換

в   по     по

Солнце

Содержание:

1. Введение

Солнце - рядовая звезда нашей.Поэтому такие проблемы, как источникиэнергии С., его строение, образованиеспектра, явл. общими для физики С. и звёзд.Для земного наблюдателя уникальность С.состоит в том, что это ближайшая к нам иединственная пока звезда, поверхность к-ройможно подвергнуть детальному изучению.Непосредственно с поверхности Земли С.изучают радио- и оптич. методами. позволилазначительно расширить исследуемыйдиапазон частот эл.-магн. излучения С., атакже приступить к детальному исследованиюего корпускулярного излучения. Всёмногообразие солнечных явлении, раскрытоеэтими методами: зернистая (грануляционная)структура поверхности (фотосферы), сложныеизменения яркости и движений в её отдельныхактивных центрах, процессы в самых внешних,разреженных слоях атмосферы - хромосфере икороне, в частности солнечные вспышки,образование протуберанцев, солнечноговетра,- свойственно, вероятно, не только С.,но и др. звёздам. Поэтому физика солнечныхявлений имеет огромное значение дляразвития астрофизики в целом.

2. Солнце как звезда

Рис. 1. Фотография диска Солнца. Заметно потемнение диска к краю,  видны пятна.

Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис.1). Радиус Солнца R = 6,96^.10¹⁰см, т.е. в 109 раз больше экваториальногорадиуса Земли; масса С. =1,99^.10³³ г, т. е. в 333 000 раз больше массыЗемли. В С. сосредоточено 99,866% массыСолнечной системы. Ср. плотность солнечноговещества 1,41 г/см⁸, что составляет 0,256ср. плотности Земли (солнечное веществосодержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20%гелия и ок. 2% др. элементов). Ускорениесвободного падения на уровне видимойповерхности С. = 2,74^.10⁴ см/с². Вращение С. имеетдифференциальный характер: экваториальнаязона вращается быстрее (14,4^o за сутки), чемвысокоширотные зоны (~10^o за сутки у полюсов).Ср. период вращения С. 25,38 сут, скорость наэкваторе ок. 2 км/с, энергия вращения (определённаяпо вращению поверхности) составляет 2,4^.10⁴²эрг. Мощность излучения С.- егоL ≈3,86^.10³³ эрг/с (3,86^.10²⁶ Вт), поверхности Т_э=5780 К. С. относится к звёздам-карликамспектрального класса G2. На диаграммеспектр - светимость (см.) С. находится в ср.части, на к-ройлежат стационарные звёзды, практически неизменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. С. имеет9 спутников-планет, суммарная масса к-рыхсоставляет всего лишь 0,13%(см.), нона них приходится ок. 98% момента количествадвижения всей Солнечной системы (см.).

Под действием гравитации С., как и любаязвезда, стремится сжаться. Этому сжатиюпротиводействует перепад давления, возникающий из-за высокойтемп-ры и плотности внутр. слоев С. В центреС. темп-ра Т ≈ 1,6^.10⁷ К, плотность ≈ 160 гћсм^-3. Столь высокаятемпература в центральных областях С. можетподдерживаться длительно только синтеза гелия из водорода. Этиреакции и явл. осн. источником энергии С.

Из следует, что притемп-рах, характерных для центра С., осн.энергияизлучения приходится на рентг. диапазон. Изцентральной области С. до его поверхности эл.-магн. излучение из-за многократногопоглощения и переизлучения доходит завремя ∼ 1 млн. лет, при этом его спектрсущественно изменяется (напомним, что путь,в 200 раз больший,- от С. до Земли - светпроходит за время ≈ 8 мин).

В отличие отфотонов, солнечные, возникающие врезультате ядерных реакций в центре С.,доходят до нас практически не поглощаясь.Поэтому методы впринципе позволяют получать данныенепосредственно о внутр. областях С.

Рис. 2. Радиальное распределениемассы (в процентах от полной массы Солнца),плотностиr, температуры Tr,. и энергии излучения (в процентах от полной энергии излученияСолнца), характерное для Солнца. По горизонтальнойоси - расстояние от центра Солнца в доляхсолнечного радиуса.

Внедрах С. атомы (в основном это атомыводорода) находятся в ионизованномсостоянии. Если водород полностьюионизован, то поглощение излучения связаногл. обр. с отрывом электронов от ионов болеетяжёлых элементов (с их фотоионизацией, см.). Однако таких элементов в недрах С. мало. Движущиеся из солнечных недрфотоны частично рассеиваются и поглощаютсясвободными электронами. Суммарноепоглощение в ионизованном газе центральнойобласти С. всё же относительно мало. По мереудаления от центра С. темп-ра и плотностьгаза падают (рис. 2), и на расстояниях,больших 0,7-0,8 R, уже могут существоватьнейтральные атомы (в более глубоких слоях -атомы гелия, ближе к поверхности С.- атомыводорода). С появлением нейтральных атомов,особенно многочисленных атомов водорода,резко возрастает поглощение, связанное с ихфотоионизацией. Перенос энергии излучениемсильно затрудняется. Включается др.механизм переноса энергии - развиваютсякрупномасштабные конвективные движения, илучистый перенос сменяется конвективным (см.). Протяжённость по высотесолнечной конвективной зоны150 тыс. км.Скорости конвективных движений в глубокихслоях малы - порядка 1 м/с, в тонком верхнемслое они достигают 2-3 км/с.

Рис. 3. Спектр излучения Солнца.Непрерывные линии - результаты измерений,штриховые - распределение энергии в спектреабсолютно чёрного тела с температурой T 6000&mnsp;К (или с T = 104 К и 105 в длинноволновой частиспектра). Для волн длиннее 30 мкм порядкивеличин потоков указаны отдельно (близкривых).

Выше, в самыхповерхностных слоях С., энергия вновьпереносится излучением. Излучение,приходящее от С. к внеш. наблюдателю,возникает в чрезвычайно тонкомповерхностном слое -, имеющемтолщину¹/₂₀₀₀  R ≈ 350 км.Располагающиеся над фотосферойхромосфера и корона практически свободнопропускают непрерывное оптич. излучениефотосферы. В первом приближении можносчитать, что фотосфера испускаетнепрерывное как, нагретое примерно до6000 К (рис. 3). Верхнюю часть фотосферы ипереходную область между фотосферой ихромосферой иногда называют обращающимслоем. Этот слой прозрачен для частотнепрерывного спектра. Однако в нек-рыхчастотах, определяемых строениемобразующих слой атомов, слой непрозрачен.Излучение на этих избранных частотахрассеивается или поглощается обращающимслоем, и в спектре появляются линиипоглощения, к-рые иногда наз. (см.,). В спектре С.отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70хим. элементов. Наиболее обилен водород,атомов гелия примерно в 10 раз меньше, атомоввсех других элементов - меньше тысячной доли числа атомовводорода. В областях с меньшимитемпературами (~ 4000-5000 К) образуютсяпростейшие молекулы: СН, CN и др.

Внеатмосферные и радиоастрономич. методыпозволили измерить солнечное излучение вшироком интервале длин волн: от 0,001(10^-11см) до 1 км. Практически вся энергияизлучения С. заключена в непрерывномизлучении фотосферы, приходящемся наинтервал длин волн от 1500 до 0,5 см. В этомдиапазоне фотосферное излучение близко к излучению абсолютно чёрного тела сT ≈ 6000 К. Лишь на самых краях диапазона фотосферногоизлучения падает до ≈ 4500 К в УФ-диапазоне(1800-3000) и до 5200 К в далёкой ИК-области (λ ≈ 5 мкм). Небольшое уменьшение темп-рысвязано с тем, что в этих длинах волннаблюдаются верхние, несколько болеехолодные части фотосферы. Падение темп-рыфотосферы с высотой объясняет также диска С. (рис. 4) (на краюдиска при касательном направлении луча зрения видны лишь поверхностные слои).

Рис. 4. Распределение интенсивностисолнечного излучения по диску Солнца,зарегистрированное болометром для лучейразличных цветов. Хорошо заметнопотемнение диска к краю, особенно вультрафиолетовых лучах.

Врадиодиапазоне и коротковолновой областиспектра излучение существенно отличаетсяот фотосферного. В радиодиапазоне оноостаётся непрерывным, однако его яркостнаятемп-ра Т_я начинает возрастать: вмиллиметровом диапазоне Т_я6000К, при λ ≥ 1 см Т_я ≈10 000К и монотонно возрастает до 10⁶Kв диапазоне λ от 3 до 100 см. Это объясняетсятем, что внеш. разреженные части солнечной атмосферы -хромосфера и корона, прозрачные длявидимого света, оказываются непрозрачнымив радиодиапазоне, и с увеличением длинырадиоволн излучение поступает к нам от всёболее высоких и более горячих уровнейатмосферы. Интенсивность радиоизлученияхромосферы и короны испытывает значит.изменения, как медленные, так и болеебыстрые (всплески). Последние связаны снетепловыми плазменными процессами (см.).

При темп-рах ~10⁴К (хромосфера) и ~10⁶ (корона), а также впереходном слое с промежуточными темп-рамипоявляются ионы различных элементов.Соответствующие этим ионам эмиссионныелинии довольно многочисленны вкоротковолновой области спектра (λ < 1800.Спектр в этой области состоит из отдельныхэмиссионных линий, самые яркие из к-рых -линия водорода L (1216) и линия нейтрального(584)и ионизованного (304) гелия. Излучение вэтих линиях выходит из области эмиссиипрактически не поглощаясь. Излучение врадио- и рентг. областях сильно зависит отстепени солнечной активности, увеличиваясьили уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая привспышках на Солнце.

Рис. 5. Физические характеристики слоёв Солнца: - плотность,Т - температура, р- давление, n - число частиц в 1 см3. Толщина фотосферы и хромосферы на рисунке несколько преувеличена.

Физ. характеристикиразличных слоев приведены на рис. 5 (условновыделена нижняя хромосфера толщиной ≈ 1500 км,где газ более однороден). Нагрев верхнейатмосферы С.- хромосферы и короны - можетбыть обусловлен механич. энергией,переносимой волнами, возникающими вверхней части конвективной зоны, а такжедиссипацией (поглощением) энергии электрич.токов, генерируемых магн. полями,движущимися вместе с конвективнымипотоками.

Существование на С. поверхностнойконвективной зоны обусловливает ещё рядявлений. Ячейки самого верхнего ярусаконвективной зоны наблюдаются наповерхности С. в виде гранул (см.).Более глубокие крупномасштабные движенияво втором ярусе зоны проявляются в видеячеек сверхгрануляции и хромосферной сетки. Имеются основания считать, чтоконвекция в ещё более глубоком слоенаблюдается в виде гигантских структур -ячеек с большими, чем сверхгрануляция,размерами.

Большие локальные магн. поля взоне ± 30^o от экватора приводят кразвитию т. н. активных областей с входящимив них пятнами. Число активных областей, ихположение на диске и полярности пятен вгруппах изменяются с периодом ≈ 11,2 года. Впериод необычайно высокого максимума 1957-58гг. активность затрагивала практическивесь солнечный диск. Кроме сильных локальных полей на С. имеется более слабоекрупномасштабное магн. поле. Это полеменяет знак с периодом ок. 22 лет и близполюсов обращается в нуль в максимумесолнечной активности.

3. Фотосферныеявления

Солнце, видимое с Земли,- это круг сосредним угловым диаметром 1920''. Приспокойных атмосферных условиях солнечныйтелескоп позволяет "увидеть" деталиразмером ~ 1'', что на расстоянии в 1 а. е.соответствует ≈ 700 км.

Рис. 6. Грануляция солнечной фотосферы.	Рис.7. Солнечное пятно

Солнечнаяповерхность, наблюдаемая в телескоп ввидимом диапазоне длин волн,представляется совокупностью яркихплощадок, окружённых относительно тёмнымитонкими промежутками. Это - солнечныегранулы (рис. 6), их размеры различны исоставляют в среднем ≈ 700 км, "время жизни"(появление и угасание гранулы) ≈ 8 мин.Гранулы разделяются тёмными промежуткамишириной ок. 300 км. Флуктуации яркости,вызываемые грануляцией, невелики.Превышение яркости над ср. фоном 10%. 

Часто вобластях, располагающихся в зоне ± 30^o отэкватора, кроме спокойной грануляционнойкартины наблюдаются ифакелы. Телескоп позволяет различатьтёмный овал (т.н. тень пятна), окружённый более светлой полутенью(pиc. 7). Характерныйразмер развитого пятна составляет ≈ 35000км. Диаметр тени примерно вдвое меньше. Близтени появляются отдельные яркие участки, к-рыев виде узких струй (диаметр D ≈ 700 км)растекаются к периферии пятна. Они образуют характернуюволокнистую структуру полутени. Времяжизни отдельных волокон ≈ 30-60 мин. В самойтени пятна также наблюдаютсяслабоконтрастные флуктуации яркости -очень маленькие светлые точки (D ≈ 350 км),живущие 15-30 мин. Их отождествляют с "остаточной"грануляцией в условиях сильного магн. полятени пятна. Поток лучистой энергии в тенипятна ослаблен примерно в 3 раза, что явл.следствием понижения темп-ры от 6000 до 4500 К.Это понижение темп-ры отражается и наспектре пятен: усилены спектр. линии болеенизкого возбуждения, молекулярные полосы.Видно также, что линии несколько сдвинуты вкоротковолновую область. Это позволяетустановить (на основе), чтона уровне фотосферы (в области образованияизучаемых линий) газ вытекает из пятна (эффектЭвершеда). Движение наружу - от тени кпериферии - характер, но лишь для тёмных,холодных волокон - более горячий газмедленно движется в противоположномнаправлении. В полутени направлениедвижения близко кгоризонтальному. На больших высотах - вхромосфере и короне - газ, наоборот, втекаетв область пятна.

Пятна обычно окруженыцелой сетью ярких цепочек - фотосфернымфакелом. Ширина цепочек равна диаметру образующих её ярких элементов (группгранул) и составляет ок. 5000 км, длинадостигает 50 000 км. Размер факельных грануллишь ненамного превышает размер обычныхгранул. Факел - долгоживущее образование, ончасто не исчезает в течение целого года, агруппа пятен на его фоне "живёт" околомесяца (самое большое пятно - до неск.месяцев). Суммарная площадь цепочек -волокон факела - примерно в 4 раза большеплощади пятна. Факелы, правда менее яркие,встречаются и независимо от пятен. Величинасуммарной площади факелов в годы минимумасолнечной активности мала, но в годымаксимума волокна факелов могут заниматьдо 10% всей поверхности С. Волокна факеловотчётливо видны лишь около края диска С. (ноне на самом краю), где превышение их яркостинад фоном достигает 10-20%. Поскольку околокрая диска просматриваются поверхностныеслои, то такое превышение яркостисвидетельствует, что темп-ра верхних слоевфакела примерно на 300 К выше, чемневозмущённой фотосферы.

Рис. 8. Распределение температуры Т, концентрации нейтрального водорода n и свободных электронов ne в фотосфере и нижней хромосфере (h - высота в км).

Распределениетемп-ры и плотности с высотой в фотосфере инижней хромосфере приведено на рис. 8.Поскольку в факеле при 0,1-1темп-ра несколько выше, чем на тех жеуровнях в фотосфере, градиент темп-ры -скорость её уменьшения с высотой - в факелеменьше, чем в фотосфере.

4. Хромосфера икорона

Излучение верхних слоев солнечнойатмосферы слабее фотосферного не менее чемв 10 тыс. раз. Поэтому даже ничтожная долясвета фотосферы, рассеянная в земнойатмосфере или в оптич. частях телескопа испектрографа, создаёт столь высокий фон,что прямыми методами не удаётсярегистрировать слабое излучение хромосферы и короны. Дляэтих целей в принципе применяются 2 метода (прямыенаблюдения возможны во время солнечныхзатмений). В первом методе обычнопроизводят искусственное экранированиедиска С. Этот метод позволяет наблюдатьхромосферу и корону за краем диска С.,вообще говоря, только в плоскостиполученного изображения, что ограничиваетвозможности изучения развития явленийбольшой длительности. Второй метод -изучение внеш. атмосферы в проекции на дискС.- основан на непрозрачности хромосферы икороны в свете нек-рых линий, посколькуизлучение на частотах центра ряда спектр.линий (водородной Н, линий Н и К ионовCaII идр.) образуется выше фотосферы - вхромосфере. Оптич. толща хромосферы дляэтих частот >>1, так что свет фотосферы вэтих частотах до наблюдателя не доходит.Исследование названных линий позволяетизучать особенности структуры атмосферы навысотах 1000-3000 км [линия К (CaII) образуется внесколько более высоких слоях, чем Н].Внеатмосферные наблюдения позволилиполучить изображения С. в длинах волнлаймановской линии водорода Z(1216) илиниях гелия (584 и 304), а также вкоротковолновых корональных линиях.Применение этого метода требует выделенияузкого спектр. интервала сложныминтерференционно-поляризационнымфильтром (см.) илиспектрографом. Независимые данные о внеш.атмосфере С., правда с меньшимпространственным разрешением поповерхности, получаются из радионаблюденийна длинах волн λ 1 см.

Хромосфера вне дискаС. (за лимбом) представляется излучающим (эмиссионным)слоем протяжённостью ≈ 10 000 км. Нижняяхромосфера (от края С. до высот ≈ 1500 км)излучает слабый непрерывный спектр, на фонек-рого видны многочисленные, в основномслабые, эмиссионные линии. В проекции надиск С. они наблюдаются как линиипоглощения на ярком фоне фотосферногоизлучения. Характеристики эмиссионного спектра позволяют определить физ. условияв нижней хромосфере (см.). Данные наблюдений линийнейтрального железа (FeI), титана (TiI) и т. д.говорят о низкой темп-ре этого слоя (Т ≈ 5000 К); по интенсивности линий можно найти n -число атомов в 1 см³. Напр., на высоте ~1000 км число атомов водорода n_H ~10¹³см-³.

Интенсивность многочисленных слабыхэмиссионных линий резко уменьшается свысотой в соответствии со спадом плотностипо экспоненциальному закону (см.). Выше 1500 кмнаблюдаются лишь сильные линии водорода Н(6563), Нр (4861) и др., гелия D₃ (5876) и 10 830,линии Н и К(СаII). По интенсивности линийудаётся выявить на высотах >1500 км участкиповышенной яркости, соответствующиеуплотнениям газа, и на некоторой высоте,характерной для каждой линии, наблюдаетсясвечение изолированных газовых столбов - хромосферных спикул. Диаметры спикул ~ 1000км, скорости подъёма или опускания  ≈ 20 км/с,время жизни - неск. мин. Больших высотдостигает довольно малое число спикул, навысоте h  ≈ 3000 км они занимают ок. 2% площадисолнечной поверхности. Механизмобразования спикул связан со сложнойструктурой магн. полей фотосферы.

Вдольлимба яркость хромосферы меняется: вактивных областях возрастает число спикули усиливается излучение. В среднемизлучение хромосферы в активных областяхвозрастает в 3-5 раз, что соответствуетувеличению плотности газа примерно в 2 раза(интенсивность излучения пропорциональна n²).

Хромосфера выше 1500 км представляет собой восновном набор сравнительно плотных (n_H≈ 10¹⁰-10¹¹ см-³при Т ≈ 6000-15000 К) газовых волокон и струй с гораздо болееразреженным (типа коронального) газом междуними. Выше 4-5 тыс. км остаются только спикулы.При наблюдении в линиях Н или К (CaII)хромосфера имеет вид мелких узелков, поразмерам немного превосходящих гранулы.Эти узелки, в свою очередь, объединяются вкрупные ячейки диаметром (2-3)^.10⁴ км, онипокрывают весь диск, образуя хромосфернуюсетку. В ячейке газ растекается от центра кпериферии со скоростью 0,3-0,4 км/с. Магн. полена границе ячеек усилено и составляет 10-15 Э,ср. время жизни такого образования - околосуток. Спикулы, видимые на диске, такжеконцентрируются к границам ячеек сетки.

Образование хромосферной сетки связывают сконвективными движениями большогомасштаба - сверхгрануляцией.Горизонтальное растекание ионизованногогаза от центра ячейки к периферии сгребаетслабое магн. поле (с почти вертикальнымисиловыми линиями). Усиление поля вызываетинтенсификацию свечения хромосферы близграниц сетки, аналогично тому как этопроисходит в слабых активных областях (см.ниже). Участки активной хромосферы впроекции на диск (в линии Н) представляютсобой яркие области -,пересечённые системой тёмных волоконец - фибрилл. Системы этих волоконец (шириной1000- 2000 км и длиной 10 000 км) обычно соединяютобласти противоположных полярностеймагнитного поля. Над старыми пятнамиобычное радиальное расположение волоконнесколько нарушается - образуетсявихреобразная структура типа циклона.Тёмные волокна представляют собойуплотнения газа, вытянутые вдоль силовыхлиний магн. поля. Эти плотные волокна лежатнизко. Поэтому в образующихся выше линиях К(CaII), L, 304(HeII) флоккулы представляют собойдиффузные яркие образования. Интенсивностьизлучения хромосферы (хромосферная эмиссия)в целом невелика. Для звёзд солнечного типаустановлено, что хромосферная эмиссия влиниях Н, К и др. падает с уменьшениемскорости вращения звёзд и их возрастом.Согласно этому критерию, С.- довольно стараязвезда с низкой активностью.

Рис. 9. Корона Солнца, сфотографированная при полном солнечном затмении (с) В.Хондырев, А. Юферев. Подробнее...

Междухромосферой и короной лежит узкийпереходный слой, в к-ром темп-ра быстрорастёт от ~ 10⁴ до ~ 10⁶ К. Солнечнаякорона в момент полной фазы затменияпредставляется серебристым сиянием,простирающимся до неск. радиусов С. (рис. 9).Свечение короны - это рассеянное насвободных электронах излучение фотосферы.По его интенсивности можно заключить, что восновании короны число электронов (ипротонов) в 1 см³ ≈ 3^.10⁸ и что эточисло заметно уменьшается с высотой. Т. о.,солнечную корону образует чрезвычайноразреженный газ, и даже слабые магн. поля,проникающие в корону, оказывают существенное влияние на еёдинамич. характеристики и строение.Фотографии показывают, что корона не явл.однородным образованием. Выделяютсякорональные щёточки близ полюсов, дуги икорональные лучи на более низких широтах.Корональные магн. поля, являющиесяпродолжением нижележащих полей, изменяются медленно. Всоответствии с этим структура короныдовольно устойчива, существенные измененияпроисходят за годы. Необычными оказалисьтемпературные условия в короне. Неск.эмиссионных линий короны - зелёная (5303),красная (6374) и др. - были отождествлены слиниями высокоионизованных атомов Fe, Ni и Са,лишённых от 9 до 14 электронов. Посколькуотрыв электронов происходит в результатестолкновения тяжёлого (малоподвижного)иона с налетающими электронами, необходимо,чтобы кинетич. энергия последних была оченьвысокой (соответствовала ~ l,5^.10⁶K). Высокая темп-ра короныподтверждается целым рядом независимыхопределений. Так, большая протяжённостькороны, медленное убывание её плотности свысотой возможны, согласно барометрич. ф-ле,лишь при T ≈ 1,5^.10⁶K. В радиодиапазоне дляволн с λ 1 м корона непрозрачна и излучаеткак чёрное тело с Т ~ 10⁶K. Вкоротковолновой области (λ < 400)наблюдается набор осн. (резонансных) линийионов, характерный для спектровразреженных газов с Т ~ 10⁶K. Ширина спектр.линий высокоионизованных атомов (FeX - FeXIV), связанная степловым разбросом их скоростей, такжесоответствует Т 10⁶K.

Плазма вобластях активной короны - корональныхконденсациях - примерно в 3 раза плотнее, чемв окружающих областях. Ср. темп-ра вконденсации обычно также ≈ 1,5^.10⁶K. Однако вобластях, примыкающих к солнечным пятнам,плазма короны нагрета до ~ 10⁷K. Количествогорячего вещества в короне возрастаетпосле бурных нестационарных процессов,особенно после вспышек. Для этого веществахарактерны линии ионов CaXV, MgXII и др.,образующихся при темп-рах (3-10)^.10⁶K.

Наснимках короны с высоким пространственнымразрешением, получаемых, напр., в светезелёной корональной линии во времязатмений, корональные конденсациинаблюдаются в виде совокупности петель (арок).На рентг.фотографиях короны эти петли отчётливовидны не только на лимбе, но и на диске С.Радио- и рентг. наблюдения свидетельствуют отом, что вещество спокойной короны, внеактивных областей, по-видимому, такжесосредоточено в отдельных, менееконтрастных петлях. Эти петли являются "пучками"магнитных силовых линий. Магнитное поле непрепятствует переносу энергии вдольсиловых линий, но существенно затрудняетпроцессы переноса - теплопроводность,диффузию заряженных частиц - поперёк поля.Поэтому отдельные петли оказываютсяизолированными друг от друга. Если ввершине петли выделяется энергия (напр., газнагревается из-за затухания волн), тотеплота распространяется по силовым линиямвниз, нагревая плотный газ в основанияхпетли. Происходит своеобразное "испарение"плотного газа в корональную часть арки. Вустановившемся стационарном состоянииплотность плазмы в петле оказывается тембольшей, чем больше выделяемая в её вершинеэнергия.

В нек-рых местах спокойной короныпетли отсутствуют. Эти области из-запониженной яркости в рентг. лучах наз. корональными дырами. Для них характернаоткрытая магн. конфигурация с замыканиемсиловых линии далеко в межпланетномпространстве. Вещество дыр уже неудерживается магн. силами ибеспрепятственно истекает в межпланетноепространство. Плотность в этих областяхкороны уменьшается, и, ввиду большихэнергетич. потерь на формированиегазодинамич. потока, темп-ра оказываетсянесколько ниже, чем в обычных корональныхпетлях. Это объясняет пониженную яркостьдыр в рентгеновском диапазоне по сравнениюсо спокойной короной.

Рис. 10. Протуберанец

В короне расположенысравнительно холодные плотные облака (n = 10¹⁰-10¹¹см-³. Т ~ 10⁴K.) -,простирающиеся в длину до¹/₃. Эти облакаимеют подчас причудливую форму (диффузныеобразования, дуги, воронки и т. д.), движенияв них очень сложны. Наиболее распространены"спокойные" протуберанцы, появление к-рыхобычно связано с развитием группы пятен, носуществуют они значительно дольше пятен (до1 года). Непосредственно в зоне пятеннаблюдаются после вспышек т. н. протуберанцы солнечных пятен - потоки газа,втекающего из короны в зону пятен соскоростями в неск. десятков км/с. Другой видпротуберанцев связан с выбросами веществавверх (обычно после вспышек) со скоростями ~ 100-1000 км/с (т. н. быстрые эруптивныепротуберанцы, рис. 10).

Физ.условия в протуберанцах близки кхромосферным, поэтому характер спектров иметоды наблюдения протуберанцев ихромосферы совпадают. Образованиепротуберанцев, траектории движения и "поддержка"тяжёлых газовых облаков в коронеобусловлены действием магн. сил.

5.Магнитные поля и солнечная активность

Рис. 11. Магнитное поле солнечного пятна (поА. Б. Северному). Величина и направление вектора напряжённости поля показаны отрезками прямых линий. На периферии пятнасиловые линии пола наклонены сильнее, чем вего центре.

Всеявления солнечной активности связаны свыходом на поверхность С. магн. полей. Ужепервые измерения эффекта Зеемана,проведённые в начале 20 в., показали, что поляв пятнах характеризуются напряжённостьюпорядка неск. тыс. эрстед, причём такие доляреализуются в областях с диаметром ≈ 20 000 км.Совр. приборы для измерения полей на С.позволяют не только измерять величину поляс точностью до 1 Э, но и судить об углахнаклона вектора напряжённости магн. поля.Выяснено, напр., что факелы представляютсобой области с полями 5-300 Э. В тени пятенполя достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поленаправлено вверх, вдоль радиуса С., но кпериферии его наклон увеличивается, и вполутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности (рис.11). Поле сосредоточено в отдельных жгутах.

Среднее по солнечной поверхности полеимеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому,из отдельных ячеек с Н ~ 10 Э на их границах.Такое поле наблюдается близ полюсов С.,тогда как на низких широтах оно частовозмущено сильными полями активныхобластей. Эти сильные локальные полявозмущают не только фотосферу, но проникаюти во внеш. слои. В хромосфере над тенью пятених величина может достигать ~1000Э, надполутенью и факелами ~100 Э. Косвенные данныеговорят, что поля в короне над активнойобластью ~10-0,1 Э. Т. о., активная область (илицентр активности) отождествляется с местомповышенной напряжённости магн. поля. Нижнееоснование активной области - факелы ипятна - располагается в фотосфере. Верхняячасть проявляется как хромосферный факел (флоккул),и в короне - как корональная конденсация.

Чаще всего активные областихарактеризуются двумя полюсамипротивоположной полярности - т.н.биполярными центрами, хотя встречаются какмультиполярные, так и униполярные области.Полюса противоположной полярностисоединяются системой арок протяжённостьюдо 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арокмедленно поднимаются, а около полюсов газстекает вниз, по направлению к фотосфере.

Своеобразно развитие активной области вовремени. С усилением магн. поля в фотосферевозникает факел, постепенно увеличивающийсвою площадь и яркость. Примерно черезсутки в нёмвозникает неск. тёмных точек - пор,развивающихся затем в солнечные пятна.Десятые - одиннадцатые сутки жизни областихарактеризуются наиболее бурнымипроцессами в хромосфере и короне. При этомразмер больших групп пятен достигает 20гелиографич. градусов по долготе и 10^o пошироте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяцапятна постепенно пропадают, над областьюповисает гигантский протуберанец. Черезполгода или год данная область исчезает.

Для среднего пятна с полем 3000 Э  магн. энергияпо меньшей мере в 10 раз превосходит кинетич.энергию конвективных движений. Но вконвективной ячейке обязательноприсутствует горизонтальное перемещение,перпендикулярное направлению поля. Полепрепятствует горизонтальному перемещению,в результате чего конвекция в пятнахоказывается значительно ослабленной.Затруднение конвекции приводит к меньшемупоступлению энергии в область пятен,поскольку энергия в глубоких слояхпереносится конвективными движениями.Вероятно, с этим и связаны более низкая темп-раи "чернота" пятен.

Наблюдаемые в тенипятен гранулы (с размерами ≈ 300 км и ср.временем жизни ≈ 15-30 мин) указывают наналичие сильно видоизменённой конвекции.Она состоит здесь в том, что отдельныеэлементы горячего газа прорываются впятнах вдоль поля до фотосферных высот. Тамони расширяются, сжимая окружающий газвместе с полем. Плотный газ опускается,движения газа напоминают перемещения вверхи вниз в тесно расположенных трубах снезначительно изменяющимся поперечнымсечением (т. е. с незначительной деформациейсиловых линии). Во многих др. случаях - придвижении газа в протуберанцах, вкорональных арках траектории движения газатакже совпадают с ходом силовых линий.

Степень влияния поля на строение внеш.атмосферы зависит как от величинывыходящего на поверхность магн. потока (10¹⁷-10²²Мкс), так и от того, насколько сильно онизменяется с высотой и во времени.

Рис. 12. Схематическое изображениеспокойной области (с. о.) и активной области (а.о.) атмосферы Солнца. Приведены значенияпотоков энергии, выходящих из фотосферы (вовсём диапазоне длин волн), хромосферы и короны (в коротковолновой области спектра)

Наразрезе солнечной атмосферы (рис. 12) указаныпотоки энергии в фотосфере, хромосфере,переходном слое хромосфера - корона и вовнутр.короне в спокойных и активных областях.Подчеркнём, что во внеш. атмосфере осн.отличие активных областей от спокойныхсостоит в том, что в районах, занятыхлокальными магн. полями, нагрев в вершинахпетель больше и из-за процесса "испарения"плотность в петлях в неск. раз выше. В магн.полях появляется возможность развитиянестационарных явлений: вспышек, выбросапетель в межпланетное пространство (транзиент)и др.

6. Вспышки на Солнце и их воздействие наЗемлю

В процессе развития активной областииногда возникают ситуации, при к-рыхвозможна быстрая перестройка ("перезамыкание")магн. полей. Эта перестройка вызываетвспышки, сопровождаемые сложнымидвижениями ионизованного газа, егосвечением, ускорением частиц и т. д., как правило, наблюдаются вблизипятен; обычно бывает неск. слабых вспышек задень. Сильные вспышки - весьма редкоеявление. Вспышка на С. представляет собойвнезапное выделение энергии в верхнейхромосфере или нижней короне, генерирующее кратковременное эл.-магн. излучение вшироком диапазоне длин волн - от жёсткогорентг. излучения (и даже -излучения) докилометровых радиоволн. Для большихвспышек в рентг. диапазоне (энергия фотонов > 0,5 кэВ) потоки около Земли достигают 0,1эрг/(см^2.с), что в десятки тыс. раз превосходитсоответствующее значение потоков от Солнцавне вспышек в этом диапазоне. Мягкое рентг.излучение вспышки есть тепловое излучениеплазмы, нагретой до ~10⁷K. На изображении С. вмягких рентг. лучах в области вспышкивыделяется яркое ядро, окружённоедиффузным свечением. Ядро - система петель иузлов - располагается между пятнами, ввершинах арок, соединяющих пятнапротивоположной полярности.

В мощныхвспышках наблюдается жёсткое рентг.излучение в диапазоне энергий от десятковдо сотен кэВ. Это излучение регистрируетсякак серия отдельных импульсов во время жёсткойфазы вспышки, предшествующей максимумуизлучения. Оно генерируется большим числомэлектронов, ускоренных при вспышках. Всамых мощных, т. н. протонных, вспышкахускоряются и тяжёлые частицы, в частностипротоны, до энергий в сотни МэВ.

Началовспышки может быть очень резким, но иногда"взрыву" предшествует неск. минутмедленного развития или даже слабаяпредвспышка. Далее идёт собственновзрывная (жёсткая, импульсная) фаза, вовремя к-рой за 1-3 мин ускоряются частицы,формируется горячее облако. В ряде вспышек (ихназывают тепловыми) жёсткая фазаотсутствует. После достижения макс. яркости(напр., в мягком рентг. излучении через 1-15мин после начала) процесс горения большойвспышки продолжается ещё неск. часов. Нафазе спада характерным явл. формирование и движениевверх всей системы волокон, многочисленныевыбросы плазменных сгустков. Так, принаблюдении вспышки за краем диска заметнымассы газа, разлетающиеся из яркого выступа- системы петель - со скоростями,превышающими 100 км/с.

Выделение большойэнергии на значительных высотах вызывает всолнечной атмосфере целый ряд вторичныхпроцессов: свечение в различных энергетич.диапазонах и газодинамич. эффекты. Яркостьхромосферы, в частности в линии Н,увеличивается в наблюдаемых на дискеволокнах вспышки в неск. десятков раз.Свечение охватывает площадь вплоть до 10^-3площади видимой полусферы Солнца.Появление этого свечения связано спроникновением от вершины магн. арки к еёоснованию потоков частиц и теплоты. Вовремя жёсткой фазы перед направленным внизвозмущением образуется ударная волна.Нагрев плотных слоев атмосферы приводит к"испарению" большого количества газа,и это способствует длительномусуществованию плотного горячегоплазменного облака. К концу жёсткой фазыпостепенно формируется направленнаянаружу ударная волна. Распространяясь соскоростями 1000- 2000 км/с, она вызываетпоявление радиовсплеска II типа (подробнее орадиовсплесках см. в ст.).

При большой вспышке выделяется громаднаяэнергия, ~10³¹-10³² эрг (мощность ~10²⁹эрг/с). Она черпается из энергии магн. поляактивной области. Согласно представлениям,к-рые успешно развиваются с 1960-х гг. в СССР,при взаимодействии магнитных потоковвозникают токовые слои. Развитие в токовом слоеможет приводить к ускорению частиц, причёмсуществуют триггерные (стартовые)механизмы, приводящие к внезапномуразвитию процесса.

Рис. 13. Виды воздействия солнечной вспышкина Землю (по Д. X. Мензелу).

Рентг. излучение исолнечные космические лучи, приходящие отвспышки (рис. 13), вызывают дополнительнуюионизацию земной ионосферы, чтосказывается на условиях распространениярадиоволн. Поток выброшенных при вспышкечастиц примерно через сутки достигаеторбиты Земли и вызывает на Земле магнитнуюбурю и полярные сияния (см.,).

Помимокорпускулярных потоков, порождённыхвспышками, существует непрерывноекорпускулярное излучение С. Оно связано систечением разреженной плазмы из внеш.областей солнечной короны в межпланетноепространство - солнечным ветром. Потеривещества за счёт солнечного ветра невелики,≈ 3^. в год, но он представляетсобой осн. компонент межпланетной среды.

Рис. 14. Меридиональный разрезмежпланетногомагнитного поля (стрелки) близ чётного минимума солнечной активности. По поверхности, разделяющей северный июжный магнитные потоки, течёт электрический ток.

Солнечный ветер выносит в межпланетноепространство крупномасштабное магн. поле С.Вращение С. закручивает линиимежпланетного магн. поля (ММП) в спиральАрхимеда, что отчётливо наблюдается вплоскости эклиптики. Поскольку осн.особенностью крупномасштабного магн. поляС. явл. две околополюсные областипротивоположной полярности и прилегающие кним поля, при спокойном С. севернаяполусфера межпланетного пространстваоказывается заполненной полем одного знака,южная - другого (рис. 14). Близ максимумаактивности из-за смены знакакрупномасштабного поля С. происходитпереполюсовка этого регулярного магн. поля межпланетногопространства. Магн. потоки обоих полушарийразделены токовым слоем. При вращении С.Земля находится неск. дней то выше, то нижеизогнутой "гофрированной" поверхноститокового слоя, т. е. попадает в ММП,направленное то к С., то от него. Это явление наз. межпланетного магнитного поля.

Близ максимума активности наиболееэффективно воздействуют на атмосферу имагнитосферу Земли потоки частиц,ускоренных при вспышках. На фазе спадаактивности, к концу 11-летнего циклаактивности, при уменьшении числа вспышек иразвитии межпланетного токового слоястановятся более существеннымистационарные потоки усиленного солнечноговетра. Вращаясь вместе с С., они вызываютповторяющиеся каждые 27 сут геомагн.возмущения. Эта рекуррентная (повторяющаяся)активность особенно высока для концовциклов с чётным номером, когда направлениемагн. поля солнечного "диполя"антипараллельно земному.

Лит.:
Мартынов Д. Я.,Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1978;
Мензел Д. Г., Наше Солнце, пер. с англ., М., 1963;Солнечная и солнечно-земная физика.Иллюстрированный словарь терминов, пер. сангл., М., 1980;
Шкловский И. С., Физикасолнечной короны, 2 изд., М., 1962;
Северный А. Б.,Магнитные поля Солнца и звезд, "УФН",1966, т. 88, в. 1, с. 3-50;
Гибсон Э., СпокойноеСолнце, пер. с англ., М., 1977;
Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Цытович В. Н., Физика плазмысолнечной атмосферы, М., 1977.

Публикации с ключевыми словами:Солнце -Солнечная активность -Солнечные пятна -солнечный факел -Фотосфера -Хромосфера -Солнечная корона -грануляция Публикации со словами:Солнце -Солнечная активность -Солнечные пятна -солнечный факел -Фотосфера -Хромосфера -Солнечная корона -грануляция
См. также: Международная космическая станция пролетает перед Солнцем Венера и ультрафиолетовое Солнце Треугольный протуберанец над Солнцем Эруптивный протуберанец на Солнце Гайя: вот появляется Солнце Солнечный танец Протуберанцы и волокна на активном Солнце Все публикации на ту же тему >>

Версия для печати