Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 1.4. Солнце

в 10 миллионных долей солнечной полусферы появилось на 52° северной гелиогра-

фической широты и держалось менее одного дня; 21-22 июня 1957 г. группа пятен

появилась на широте +50°.

С течением времени пятна начинают появляться все ближе и ближе к экватору

(закон Шперера), но редко ближе 5° от него, а ко времени минимума они исчезают.

Наибольшее число пятен появляется близ широт ±16°. Работами М. Н. Гневышева,

выполненными на Кисловодской горной солнечной станции Пулковской обсерва-

тории, установлено, что в течение 11 лет развивается не один, а два максимума

солнечной активности, отделенные двумя-тремя годами. Во время первого увели-

чивается число пятен на всех широтах, а во время второго — преимущественно

в экваториальной зоне, и происходят особенно мощные вспышки. Наложение двух

циклов дает постепенное уменьшение средней широты зоны пятнообразования. Это

позволяет объяснить наблюдавшиеся особенности усиления ионосферных и магнит-

ных явлений, что очень важно для долгосрочного прогнозирования погоды.

В каждом новом цикле пятна имеют определенную магнитную полярность.

Например, в северном полушарии в каждой паре пятен впереди (по ходу вращения

Солнца) располагается пятно с северным магнетизмом, а позади — с южным.

В южном полушарии Солнца в этот период полярность пятен противоположная.

В начале нового 11-летнего цикла пятна снова располагаются в полосе близ ±35°

гелиографической широты, но теперь в северном полушарии впереди идет пятно

с южным, а позади пятно с северным магнетизмом. Меняется полярность пятен

и в южном полушарии Солнца. Таким образом, можно считать, что полный период

изменений солнечной активности составляет около 22 лет (цикл Хеша или магнитный

цикл — см. рис. 30).

7325

733(7 7335 7774/7 7345 73517 7353 7353 7335

Рис. 30. «Бабочки Маундера» — изменение гелиографической широты солнечных пятен с те-

чением времени и магнетизм солнечных пятен различных циклов. Направление вращения слева

направо, т.е. в эпоху 1924-1935 гг. в северном полушарии Солнца головное пятно имело

отрицательную (S) полярность

Солнце окружено раскаленной, светящейся, но весьма разреженной атмосферой.

Даже в самом нижнем слое солнечной атмосферы газовое давление в тысячу раз

меньше, чем атмосферное давление на поверхности Земли. Средняя плотность

вещества в солнечной атмосфере (10~

г/см

) гораздо меньше, чем в земной.

Атмосферу Солнца условно делят на следующие слои, между которыми,

однако, нет резких границ: обращающий слой, хромосферу и корону (рис.31).

Обращающий слой (или верхние слои фотосферы) толщиной около 500 км содер-

жит атомы большого числа химических элементов. О присутствии этих элементов мы

судим по темным линиям (линиям поглощения) в спектре Солнца. В основном именно

в обращающем слое происходит поглощение, рассеяние и переизлучение энергии

82 Глава 1. Общие сведения

во всех направлениях, вызывающее появле-

ние темных фраунгоферовых линий. Температу-

ра обращающего слоя около 5000 К. Резкой

границы, как и резкого различия физических

свойств, между фотосферой и обращающим

слоем не существует. Фотосфера в основном

определяет видимый резкий край солнечного

диска, хотя и в ней происходят процессы, обу-

словливающие образование линий поглощения.

В обращающем слое эти процессы преобла-

дают. В последние десятилетия предпочитают

говорить не об «обращающем слое», а просто

о «верхних слоях фотосферы».

Хромосфера. Во время полных солнечных

затмений в течение нескольких секунд мож-

но видеть хромосферу и фотографировать ее

спектр (рис. 32). Этот спектр состоит из одних

ярких линий, присущих элементам, составля-

ющим хромосферу, — темные линии спектра

обращаются в яркие, а непрерывный спектр

почти гаснет. Особенно интенсивны линии ио-

низованных кальция, водорода, гелия и магния.

По изменению интенсивности различных ярких

линий в течение нескольких секунд видимости

«спектра вспышки» можно судить о физических

условиях на тех высотах над фотосферой, где

они образуются.

Хромосфера возвышается над обращаю-

щим слоем на ~ 12

ООО

км и имеет ярко вы-

раженный красный цвет, так как большая часть

излучения приходится на красную эмиссион-

ную линию водорода (H

). Температура нижних

слоев хромосферы до 5000-6000 К, верхних (выше 1500 км) — до 15 000 К. Еще

выше, на отрезке всего в 5000 км температура возрастает почти до 1 млн К:

хромосфера переходит в корону Солнца (см. ниже). «В профиль» (т. е. рассматри-

ваемая у края Солнца) хромосфера представляется весьма изрезанной, она как бы

Земля

Рис.31. Строение солнечной атмо-

сферы (схематически). Для сравнения

на диске Солнца показаны размеры

Земли

Рис. 32. Спектр вспышки

§ 1.4. Солнце

состоит из множества горящих травинок. Самые высокие из них, так называе-

мые спикулы, возвышаются на несколько тысяч километров над средним уровнем

хромосферы, имея ширину «основания» 600-1000 км. Время их существования

до 3-5 минут. Спикулы, по-видимому, связаны с солнечной грануляцией. Их боль-

ше у полюсов, чем у экватора Солнца. Минимум появления спикул соответствует

гелиографической широте около ±35°. Скорость выброса вещества спикул вверх

несколько десятков километров в секунду. В телескоп, снабженный фильтром Н

можно увидеть детали хромосферы.

Громадные выступы раскаленного светящегося вещества, хорошо видимые

во время полных солнечных затмений, называются протуберанцами. Их можно

наблюдать и вне затмений с помощью особых спектральных приборов (протуберанц-

спектроскопов) или интерференционно-поляризационных фильтров, позволяющих вы-

делить участки спектра, шириной в несколько ангстрем. Много ценных сведений

о солнечных протуберанцах и их быстрых изменениях было получено путем кине-

матографирования. По виду протуберанца, по скорости и особенностям движения

вещества в нем его можно отнести к одному из следующих классов.

Спокойные протуберанцы отличаются медленным движением и изменением фор-

мы; время существования — недели и даже месяцы; наблюдаются на всех гелиогра-

фических широтах (рис.33), но вообще ближе к полюсам Солнца.

Рис. 33. Спокойный, или облакообразный протуберанец (тип II). Высота около 53 тыс. км.

Фотография получена на Кисловодском горной солнечной станции с помощью коронографа,

построенного по схеме Б.Лио

Активные протуберанцы характеризуются довольно быстрыми движениями по-

токов вещества от протуберанца к фотосфере, от одного протуберанца к другому.

Эруптивные, или изверженные, протуберанцы по виду напоминают громадные

фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн км над поверхностью Солнца. Движения

Глава 1. Общие сведения

Рис.34- Эруптивные протуберанцы. Слева — протуберанец 17 сентября 1937 г. (тип III):

1 — 14

, 2 — 15

, 3 — 15

. Справа — протуберанец, снятый 11 апреля 1957 г.

И. Клепештой на коронографе Пражской народной обсерватории

сгустков вещества в них происходят быстро. Протуберанцы извергаются с громад-

ными скоростями в сотни километров в секунду и довольно быстро меняют свои

очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и как бы рассеивает-

ся (рис.34). В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения скорости

движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы существуют недолго —

от нескольких минут до нескольких часов.

Корональные выбросы (протуберанцы) возникают над хромосферой в виде не-

больших облачков, сливающихся затем в одно облако, из которого отдельными

струями вниз к хромосфере спускаются потоки светящегося вещества.

Следующая классификация протуберанцев, учитывающая характер движения

вещества в них и форму протуберанцев, выработана в КрАО.

I тип (встречается редко) имеет форму облака или струи дыма, развитие начи-

нается от основания — вещество протуберанца поднимается по спирали на большие

высоты. Скорость движения вещества может достигать 700 км/с. На высоте около

100 тыс. км от протуберанца отделяются куски, падающие затем обратно по траек-

ториям, напоминающим силовые линии магнитного поля.

II тип имеет форму искривленных струй, начинающихся и кончающихся на по-

верхности Солнца. Узлы и струи движутся как бы по магнитным силовым линиям.

Скорости движения сгустков меняются от нескольких десятков километров в секун-

ду до 100 км/с. На небольших высотах (несколько сотен тысяч километров) струи

и сгустки угасают.

III тип имеет форму кустарника или дерева; достигает очень больших размеров.

Движения сгустков (со скоростями до десятков километров в секунду) имеют

характер неупорядоченных движений.

На фотографии, снятой в лучах спектральной линии водорода Н„ или ли-

нии кальция (такие снимки называются спектрогелиограммами), можно увидеть

§ 1.4. Солнце

Рис.35. Спектрогелиограмма в лучах линии Н

(656,3 нм) водорода. Видны яркие флоккулы

и темные волокна

протуберанец в виде темного волокна на фоне яркого солнечного диска (рис.35).

Температура спокойных протуберанцев 5000—7000 К, активных — до 25 000 К.

Химический состав протуберанцев соответствует составу обращающего слоя,

однако физические условия в них таковы, что в спектре спокойных протуберанцев

преобладают линии водорода и однажды ионизованного кальция; в протуберанцах,

связанных с солнечными пятнами (такова большая часть изверженных), выделяются

также линии различных металлов.

Полной теории, объясняющей разнообразные явления, связанные с солнечными

протуберанцами, еще нет. Несомненно, что тут играют большую роль электрические

и магнитные силы. Переходная область между хромосферой и короной исследуется

с борта ИСЗ. Эти исследования расширили область спектра, доступную изучению,

на семь октав, тогда как видимый спектр обнимает собой едва одну октаву.

Глава 1. Общие сведения

Корона представляет собой самые внешние слои солнечной атмосферы, прости-

рающиеся иногда на расстояние до нескольких радиусов Солнца от его поверхности

и имеющие очень малую плотность Самые внешние части короны, состоящие

из облаков ионизованного газа, простираются до 30-40 радиусов Солнца. В годы

максимумов солнечной активности эта «сверхкорона» прослеживается еще дальше.

Яркость короны всего ~10

-6

яркости фо-

тосферы и очень быстро падает с увеличением

расстояния от видимого края (лимба) солнеч-

ного диска: в 10

раз на расстоянии окло 2Д®.

Лишь во время полных солнечных затмений

корона ясно видна как лучистое сияние нежно-

го желтовато-серебристого цвета и характерна

прямыми и изогнутыми корональными лучами

и опахалами (или арками). Лучи идут в радиаль-

ных направлениях, а опахала как бы стягивают

дугами различные точки края солнечного диска.

Корона состоит из чрезвычайно разрежен-

ной плазмы, т. е. ионов (в первую очередь Н

и Не) и свободных электронов. По виду спектра

в солнечной короне различают три компонента:

Е, К и F. Внутренняя Е-корона прослеживается

во время полных солнечных затмений до двух

радиусов Солнца от его центра, — она харак-

теризуется наличием в спектре линий высо-

коионизованных элементов (С VI, О VII—VI11,

Fe VIII-XV1, Fe XXV, Si VII-XI1I, Ne IX-X

и др.). Среди 26 ярких (эмиссионных) линий ко-

роны, которых нет в спектре хромосферы, име-

ются ультрафиолетовая линия 3388 A (Fe XIII),

зеленая 5303 A (Fe XIV), красные 6374 A (Fe X)

и 7892 A (Fe XI) и инфракрасные линии 10 747

и 10 798 A (Fe XIII). Долгое время корональные линии представляли собой загадку.

Их даже приписывали особому элементу — «коронию». Однако теперь доказано,

что корональные линии спектра Солнца — это «запрещенные» линии многократно

ионизованных (до 15 раз!) атомов железа, аргона, никеля и кальция и некоторых

других элементов, что свидетельствует о температуре короны 1-2 млн К

'. Впро-

чем, температура в разных местах короны весьма различна и в отдельных областях

может быть еще в несколько раз больше. Такая высокая температура внутренней

короны подтверждается также наблюдениями радиоизлучения Солнца. Поляриза-

ция света короны К (до высоты 200 000 км над фотосферой), достигающая 50%

на рассеянии 0,5Д© от края диска, свидетельствует о том, что рассеяние света

' Во внутренней короне плотность составляет Ю

-Ю

-17

г/см

и убывает с удалением от Солнца.

В №5 «ЗиВ» за 1991 г. помещена статья Сержа Кучми (Парижский астрофизический институт), со-

держащая историю наблюдений полных солнечных затмений в стратосфере; во время этих наблюдений

на высотах до 13-17 км были получены фотографии и спектрограммы короны.

' Столь высокие температуры разреженной среды далеко выходят за обычные представления о тепле

и холоде. Как известно, в физике температура газовой среды определяется тепловыми скоростями беспо-

рядочного движения частиц, образующих среду (так называемая кинетическая температура). Указанная

температура короны в миллион Кельвинов и является ее кинетической температурой.

Рис. 36. Схема форм солнечной ко-

роны во время максимумов (слева)

и минимумов солнечной активности

§ 1.4. Солнце

фотосферы происходит на свободных электронах, которые являются продуктом ио-

низации вещества короны (кроме перечисленных имеются следующие ионы: Ni XII,

Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и другие). Рис.37 дает представле-

ние об относительной интенсивности (в логарифмическом масштабе!) солнечного

диска, ореола (небо с дымкой), чистого неба, неба в середине полного солнечного

затмения, а также Е, К и F-компонентов короны.

Внешняя корона дает в основном отраженный солнечный спектр. Между вну-

тренней и внешней короной нет резкой границы. Сопоставление спектров и ис-

следование уменьшения интенсивности солнечной короны с расстоянием от края

Солнца (рис. 38) показали, что внешняя корона и зодиакальный свет имеют одну

и ту же пылевую составляющую.

Лишь в 1930 г. научились фотографировать внутреннюю корону вне затме-

ния с помощью особого внезатменного коронографа, изобретенного французским

астрономом Б. Лио. Однако наилучшие снимки короны получены все же во время

полных солнечных затмений (рис. 39). Общий свет короны составляет примерно

одну миллионную долю света Солнца или половину света полной Луны.

Солнечная корона меняет свою форму, размеры, интенсивность и расположе-

ние лучей в зависимости от фазы солнечного цикла, т. е. от степени солнечной

активности (рис.36). При минимуме пятен корона слаба, лучи видны только в эква-

ториальной области. При максимуме пятен яркие лучи видны во все стороны

от диска Солнца, иногда тянутся на расстояния в 15-20 радиусов самого Солнца.

При наблюдении с воздушного шара полного солнечного затмения были отмечены

лучи до расстояния в 50 R

Из более 100 химических элементов, известных в настоящее время на Земле,

спектральным путем на Солнце открыто 72, в том числе, по-видимому, дейтерий

и радиоактивный элемент торий. Тринадцать элементов дают в видимой области

солнечного спектра сотни и даже тысячи линий (так, например, железо Fe — 3288 ли-

ний, титан Ti — 1085, хром Сг — 1028, кобальт Со — 785 линий и т.д.). Отсутствие

линий остальных химических элементов не говорит об отсутствии этих элементов

на Солнце вообще; они могут давать линии в недоступной пока наблюдению части

1° г° J"

4°5°

Ю° 20'

30°

/00'

Угловое расстояние от Солнца

О 1 Z 3 4 5 R

Рис. 37. Интенсивность излучения

в окрестности солнечного диска

Рис. 38. Интенсивность солнечной короны и зо-

диакального света, выраженная в единицах интен-

сивности солнечного диска

88 Глава 1. Общие сведения

Рис.39. Фотография солнечной короны в максимуме солнечной активности

солнечного спектра. Если же какого-либо элемента на Солнце мало, то линии

в спектре будут совсем незаметны. Всего от ~300 нм до 1350 нм зарегистрировано

около 26 000 линий спектра. Заметим, что сотни слабых линий в спектре Солнца

еще не отождествлены.

В табл. 22 приведено относительное содержание ряда химических элементов

в солнечной атмосфере. Солнце на 74 % по массе состоит из водорода и на 24 %

из гелия. На все остальные элементы приходится менее 2 %. Кроме линий, соот-

ветствующих излучению (и поглощению) атомов различных элементов, в спектре

Солнца присутствуют молекулярные линии поглощения, соответствующие следую-

щим двухатомным молекулам: CN, С

, СН, NH, ОН, СаН, MgH, А1Н, SiH, Н

, SiF,

ВО, AlO, TiO, FeO, ZrO, ОН и некоторые другие.

Явления, протекающие во внешних слоях и в атмосфере Солнца, не имеют

пока полного объяснения. Такова, например, 11-летняя (точнее, 22-летняя) пери-

одичность солнечной активности, проявляющаяся в образовании пятен, факелов

и факельных полей, протуберанцев и в изменении формы солнечной короны. За-

гадочной является также перемена знака магнитных полей пятен при появлении

пятен нового солнечного цикла. Не имеет объяснения и постепенное уменьшение

гелиографической широты появления пятен в течение одного цикла.

Помимо обычного излучения, исходящего от Солнца, открыты потоки заряжен-

ных частиц, главным образом протонов и электронов, которые на расстоянии Земли

имеют скорость в среднем 400 км/с. Этот «солнечный ветер» порождается корональ-

ной плазмой. В последнее время выяснено, что он возникает не в корональныхлучах,

а в так называемых «корональных дырах», где свечение самой короны минимально.

При температуре в центре Солнца, которая оценивается в 15 млн Кельвинов,

создаются условия для образования нейтрино — частиц, которые, двигаясь почти

со скоростью света, могут свободно (т. е. без поглощения) проходить сквозь толщу,

эквивалентную миллиарду таких тел, как Земля; 80 млрд солнечных нейтрино

проходят каждую секунду через квадратный сантиметр земной поверхности. Солнце

теряет в форме нейтрино энергию, которая, вероятно, соответствует 5 % его энергии

§ 1.4. Солнце

Диапазоны:

моллиметроеый

сантометроеый

лге/прооыи

свечения. У звезде более высокой центральной температурой поток нейтрино должен

быть еще больше. Однако очень точные эксперименты по улавливанию солнечных

нейтрино пока не подтвердили предсказанного потока. Либо температура в ядре

Солнца не достигает 15 • 10

К, либо теория ядерных реакций нуждается в ревизии,

либо свойства нейтрино сложнее, чем это представлялось ранее.

В 1942 г. обнаружено интенсивное радиоизлучение Солнца. Наблюдения, произ-

веденные советской экспедицией в Бразилии 20 мая 1947 г., показали, что во время

полной фазы затмения интенсивность радиоизлучения упала лишь вдвое, тогда

как интенсивность общего излучения уменьши-

лась в миллион раз. Это говорит о том, что

радиоизлучение Солнца исходит главным обра-

зом от солнечнсэй атмосферы: в миллиметровом

диапазоне радиоволн — от верхних слоев фото-

сферы, в сантиметровом диапазоне — от хро-

мосферы, в метровом — от короны (рис. 40).

Обычно солнечное радиоизлучение в метровом

диапазоне соответствует излучению абсолютно

черного тела с температурой в миллион Кельви-

нов (что совпадает с температурой, полученной

для внутренней короны) — это радиоизлучение

спокойного Солнца. Иногда наблюдаются вспыш-

ки,'соответствующие температуре в несколько

сотен миллионов Кельвинов — радиоизлучение

возмущенного Солнца.

Таким образом, интенсивность радиоизлу-

чения Солнца непосредственно связана с про-

цессами солнечной активности. Особое влияние

на геофизические процессы и на биофизические явления оказывают протонные

вспышки, сопровождающиеся направленными потоками плазмы и частиц высо-

ких энергий возникновением солнечных космических лучей, а также непрерывное

истечение разреженной плазмы в меж-

планетное пространство (солнечный

ветер).

Эти процессы отражаются на Зем-

ле в виде магнитных возмущений и

бурь, полярных сияний и других элек-

трических явлений в земной атмосфе-

ре, которые приводят к нарушению

радиосвязи, а иногда даже и теле-

графной связи. Нарушения радиосвя-

зи на коротких волнах бывают связа-

ны и с внезапно возникающими сол-

нечными вспышками (рис.41), которые

вызывают резкое увеличение потока

коротковолнового ультрафиолетового

и рентгеновского излучения Солнца,

<} также его корпускулярного излуче-

ния (солнечный ветер резко усилива-

ется, скорости заряженных частиц до-

стигают 1000 км/с и даже больше).

ffena-

мел7/?овб/а

Фотосфера

Хромосфера

Яррона

Рис. 40. Схематическое представле-

ние об уровнях возникновения ра-

диоизлучения различных диапазонов

волн на Солнце

Рис.41. Хромосферная вспышка (справа)

90 Глава 1. Общие сведения

Так, например, 2 сентября 1967 г. в течение двух часов почти совсем прекратилась

радиосвязь на всей Земле из-за яркой вспышки на Солнце.

Вспышки обычно появляются в центрах солнечной активности, например,

в группе пятен, иногда между двумя пятнами, составляющими магнитную пару,

и проявляют себя резкими повышениями яркости. Так, например, 23 февраля 1956 г.

наблюдалась область повышенной активности, породившая ряд эруптивных проту-

беранцев и вспышку, энергия которой соответствовала взрыву миллиона водородных

бомб! 20 января 1957 г. произошла интенсивная вспышка, которая через 26 часов вы-

звала на Землю сильную магнитную бурю, полярное сияние, перебои в телефонной

связи и т. д.

Связь солнечных явлений с земными сказывается не только в электричес-

ких и магнитных свойствах атмосферы, но и вообще в процессах, определяющих

погоду и климат на Земле. Проблема «Солнце—Земля» изучается сетью специаль-

ных геофизических обсерваторий и Служб Солнца, которым могут оказать помощь

и любительские наблюдения.

Вспышки на Солнце представляют собой самое мощное из всех проявлений

солнечной активности. Энергия большой вспышки достигает ~10

Дж, что при-

близительно в сто раз превышает тепловую энергию, которую можно было бы

получить при сжигании всех запасов нефти и угля на Земле. Эта гигантская энергия

выделяется на Солнце за несколько минут и соответствует средней за этот период

мощности ~ 10

Вт. В отдельные моменты времени, в частности во время импульс-

ной (или взрывной) фазы развития, мощность может быть еще в несколько раз

больше. Однако, как легко заметить, мощность вспышки не превышает сотых долей

процента от мощности полного излучения Солнца (4-10

Вт). Поэтому при вспышке

не происходит заметного увеличения светимости Солнца, как это бывает у вспыхи-

вающих звезд. С чем же связан столь большой интерес к солнечным вспышкам?

Раньше солнечные вспышки наблюдались в основном как значительные увели-

чения яркости участков поверхности Солнце в свете хромосферных линий. Поэтому

на протяжении многих лет широко использовался термин хромосферная вспышка,

который, однако, не соответствует сущности этого интереснейшего явления в атмо-

сфере Солнца.

Характерная особенность солнечной вспышки состоит в том, что основная часть

ее энергии выделяется в виде кинетической энергии выбросов вещества, движущихся

в короне и межпланетном пространстве со скоростями до 1000 км/с, энергии жестко-

го электромагнитного излучения и потоков ускоренных до высоких энергий (иногда

десятки ГэВ) частиц. Излучение вспышек наблюдается в широком диапазоне — от ки-

лометровых радиоволн до жестких гамма-лучей с помощью наземных, спутниковых

и межпланетных обсерваторий. Одновременно осуществляется непосредственное

детектирование ускоренных во вспышках электронов, протонов, ядер и ионов более

тяжелых элементов, а также выбрасываемой в межпланетное простанство плазмы.

Регистрируются вторичные ионосферные и геомагнитные эффекты.

Современные наблюдения с помощью рентгеновских телескопов на спутниках

однозначно демонстрируют, что главный вспышечный процесс происходит в короне

и обусловлен накоплением и последующим быстрым выделением так называемой

«свободной» магнитной энергии, т.е. энергии, избыточной по сравнению с энер-

гией потенциального магнитного поля, имеющего источники (солнечные пятна,

фоновые поля) в фотосфере. Иными словами, свободная энергия обусловлена элек-

трическими токами, текущими в атмосфере Солнца над фотосферой, а процесс

вспышки представляет собой быстрое превращение магнитной энергии этих токов

в кинетическую энергию частиц. Обычно такой процесс сопровождается изменением