МЫ ЖИВЕМ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА (продолжение 1)

1.2. Процессы на поверхности Солнца – солнечная активность

 

Процессы и явления на поверхности Солнца доступны прямым наблюдениям и обстоятельно изучены. Поскольку именно они определяют космическую погоду, то потому и заслуживают здесь более подробного рассмотрения.

Вид солнечного диска в телескопе сильно зависит от того, какой световой фильтр применяется при наблюдениях. Самые первые наблюдатели Солнца в телескоп использовали простые ослабители света, что уже было достаточно им, что бы открыть солнечные пятна. Потом это породило долгие споры о приоритете, в которых принимал участие и Г. Галилей. В настоящее время известно, что пятна – это трубки силовых линий магнитного поля, а мы наблюдаем их сечение, когда они «всплывают» на поверхность из конвективной зоны. Температура внутри такого жгута силовых линий ниже, чем окружающего газа, поэтому по контрасту они кажутся черными (рис. 1.2). Однако силовые линии магнитного поля являются «ловушками» для частиц плазмы, которые, попадая в них, «накручиваются» на силовые линии магнитного поля и разогреваются, тем самым, образуя своеобразные плазменные арки (рис. 1.3.).

Рис. 1.2. Солнечное пятно - жгуты силовых линий магнитного поля, вдоль которых по спирали вырывается наружу  солнечная плазма. Рядом с пятном - ячейки конвекции. Диаметр пятен сравним с диаметром Земли.

Рис. 1.3. Выбрасываемая солнечная плазма ориентируется по силовым линиям магнитного поля солнечных пятен (снимок NASA).

Пятна обычно наблюдаются группами, они, как правило, окружены областями повышенной яркости причудливой формы – факелами. Группы пятен с факелами – активные области (это название будет использоваться в дальнейшем) – образования короткоживущие. Они появляются в виде едва различимых пятнышек, затем развиваются в течение нескольких дней (иногда – недель), достигая подчас больших размеров (видны на закате невооруженным взглядом), потом постепенно дробятся, исчезают. Солнце наблюдается международной сетью обсерваторий почти непрерывно, поэтому практически каждый день отмечается, сколько активных областей одновременно присутствует на диске, насколько велика площадь пятен и т. п. Форма и расположение солнечных пятен на солнечном диске в период максимума солнечной активности показаны на рис. 1.4.

Однако в астрономии обычно динамику активных областей Солнца фиксируют путем построения специальных индексов. Самый распространённый из них – «относительное число солнечных пятен» (синоним – «числа Вольфа»). Международная служба вычисляет числа Вольфа ежедневно, публикуются также среднемесячные и среднегодовые значения. На рис. 1.5 показано как изменялись среднемесячные значения чисел Вольфа за последние полтора века.

Если посмотреть на общую картину изменений, то бросается в глаза ярко выраженная цикличность: есть годы, когда индекс составляет всего несколько единиц, в другие годы его значения могут превышать 200. Ряд чисел Вольфа за большой интервал времени тщательно анализировался. Важнейшие закономерности обнаруженных при этом вариаций таковы:

– основной период, хорошо заметный на рис. 1.5, равен 11 годам; в разные эпохи он может заметно отличаться от этой величины;

– имеются другие (незаметные на глаз) периоды и циклы, например, около двух лет, около 60 лет;

– иногда в колебательной системе происходят странные «сбои»: числа Вольфа резко уменьшаются на несколько 11-летних циклов; такой эпизод, когда пятна почти не были видны пять 11-летних циклов подряд, случился в 1650-1700 гг (минимум Маундера).

Рис 1.4. Пятна на солнечном диске в период высокой солнечной активности.

Много больше всевозможных деталей видно на солнечном диске, когда в наблюдениях используются фильтры, пропускающие какую-нибудь одну спектральную линию. Например, в красной линии водорода с длиной волны 656 нанометров в активной области кроме пятен и областей повышенной яркости видны еще темные вытянутые образования – волокна. Упомянутая спектральная линия образуется на высоте в несколько тысяч километров над видимой в «обычном» свете поверхностью Солнца (фотосферой). Поэтому с таким светофильтром можно изучать явления, происходящие в нижних слоях солнечной атмосферы. Эту область называют хромосферой. В хромосферных наблюдениях с различными фильтрами обнаруживается, что в активных областях происходят не только постепенные изменения, связанные с их эволюцией, но и всевозможные быстропротекающие явления. Например, за время порядка десяти минут может «исчезнуть» волокно. Примерно в такие же промежутки времени происходят непрерывные изменения в пространственной структуре в районах повышенной яркости. Время от времени в таких районах возникают участки интенсивного свечения, которые могут за несколько минут охватить значительную часть активной области. Вид такой хромосферной вспышки в оптических наблюдениях, – явления, которое играет весьма важную роль в изменениях «космической погоды», представлен (рис. 1.6.).

Рис. 1.5. Ход наиболее известного индекса солнечной активности – чисел Вольфа в 19-20 вв.

Рис. 1.6. Наблюдение Солнце в красной линии водорода (длина волны 656 нм). Яркие участки – свечение хромосферной вспышки.

 Самый верхний слой солнечной атмосферы называют короной. Ее также можно наблюдать в некоторых спектральных линиях, но в непрерывном свете она лучше всего видна во время полных солнечных затмений (рис. 1.7). Ее вид сильно меняется в зависимости от того, на какую фазу солнечного цикла приходится затмение. В эпоху максимума чисел Вольфа корона имеет вид чуть асимметричного овала, для эпох минимума характерно наличие структур в виде лучей, простирающихся в космическое пространство на несколько солнечных радиусов. Активные области в короне выглядят как участки интенсивного свечения. Они особенно хорошо выделяются в наблюдениях, проводимых на экстремально коротких длинах волн, в рентгеновском диапазоне спектра (рис. 1.8). В этих наблюдениях не видно фотосферных солнечных пятен: корона нагрета до очень высокой температуры (прядка миллиона градусов) и вклад фотосферы в рентгеновское излучение ничтожно мал. Темные области на рентгеновских изображениях солнца называют корональными дырами. Они оказывают заметное влияние на космическую погоду, о чем будет рассказано дальше.

Рис. 1.7. Самые внешние слои атмосферы Солнца – корона, которая хорошо видна, когда солнечный диск закрыт в телескопе специальной маской.

Рис. 1.8. Вид Солнца в рентгеновском излучении; светятся активные области, пятен не видно.

Из хромосферных и корональных наблюдений уже давно был сделан вывод, что во всех процессах солнечной активности фундаментальную роль играют магнитные поля. Относительно большую напряженность солнечные магнитные поля имеют в пятнах: в большом пятне магнитное поле в тысячи раз больше, чем магнитное поле в нашей среде обитания (геомагнитное поле). Современная наблюдательная технология позволяет получить карты солнечных магнитных полей по всему диску. Анализ огромного массива наблюдений по солнечному магнетизму позволил установить следующие основные закономерности:

– в простейшем варианте пятна можно представить себе как погруженный в фотосферу подковообразный магнит: мы всегда видим два магнитных полюса;

– магнит располагается вдоль параллелей, так что с учетом направления солнечного осевого вращения одно пятно будет ведущим, а второе – ведомым. Оказывается, что в разных полушариях полярности ведущих пятен противоположны, и каждый 11-летний цикл эти полярности меняют знак. Рис. 1.9 поясняет схему этих изменений.

Рис. 1.9. Смена полярности магнитных полей солнечных пятен в циклах солнечной активности. S – южная полярность, N – северная полярность. В начале 11-летнего цикла пятна появляются на более высоких широтах, а его к концу постепенно смещаются к солнечному экватору.

Латинские буквы S и N в соответствии с общепринятыми обозначениями относятся к южной и северной полярностям магнитного поля. В первом случае силовые лини поля направлены к Солнечной поверхности, во втором – от поверхности в межпланетное пространство. По вертикали на рис.

См. продолжение...