Исследование Солнца - ближайшей звезды

Наблюдаемое излучение Солнца возникает в его тонком внешнем слое, который называется фотосферой. Толщина этого слоя не превышает 0.001 радиуса Солнца, т. е. около 700 км. Плотность вещества на нижней границе фотосферы составляет 5 10 г/см, тогда как на верхней границе она в тысячу раз меньше. Уровень с

10

плотностью p = 10 г/см и температурой Т=4600 К условно называют «поверхностью» Солнца. Плотность в фотосфере Солнца с высотой уменьшается непрерывно. И всё же наблюдателю бросается в глаза резкая граница Солнца, чёткий край солнечного диска. Дело в том, что при изучении края диска Солнца наблюдатель принимает излучение, образующиеся в столбике газа, ориентированном вдоль луча зрения. В каждый элементарный объём столбика, излучение поступает из более глубоких слоёв. Здесь оно поглощается и переизлучается во всех направлениях и частично в направлении наблюдателя. Очевидно, что чем дальше от центра Солнца, тем меньше число квантов будет «переадресовано» по направлению к наблюдателю. Расчёты показывают, что изменение интенсивности от I = 0 до максимального значения происходит в слое толщиной около 300 км. С Земли этот слой виден всего под углом 0'',4. Он и воспринимается наблюдателем как резкий край солнечного диска.

В моменты солнечных затмений вокруг Солнца хорошо видно небольшое кольцо ярко–красного цвета–хромосфера, окружённая серебристо-белой короной. Обычно спектры хромосферы и получают во время полных солнечных затмений. Отдельные детали её внутренней структуры изучают при помощи хромосферных телескопов с интерференционно - поляризационными фильтрами.

Протяжённость хромосферы составляет около 10 000 км. Было найдено, что плотность в ней изменяется с высотой медленнее, чем в фотосфере. Подтверждение сказоному является присутствие в спектре хромосферы линий ионизированного гелия

В то же время в спектре хромосферы видны также линии бальмеровской серии водорода, которые могут образовываться лишь в случаях низкой температуры излучающего газа.

Эти противоречивые данные можно согласовать, если в хромосфере одновременно присутствуют и холодные, и горячие элементы газа. Поэтому модель хромосферы выглядит следующим образом. В нижней её части температура равна 4500 – 4800 К. на высоте около 2000 км появляются горячие струи – спикулы, температура которых достигает 50 000 К и которые окружены более холодным газом с температурой 20 000 К (рис.4.). Высота отдельной спикулы достигает нескольких тысяч километров, толщина - около одной тысячи километров. Со скоростями порядка 20 км/сек спикулы движутся вверх и растворяются в короне.

У основания короны плотность равна 10 г/см (соответствующая концентрация частиц N = 10 см), а температура очень резко возрастает до 100 000 К. на высоте h = 70 000 км Т = 2 млн. градусов.

11

Общие сведения о физических процессах на Солнце.

Солнце является одним из жёлтых карликов – наиболее типичных звёзд нашей Галактики. Газообразное солнечное вещество в глубоких слоях Солнца и во внешних областях его атмосферы практически полностью ионизовано, т. е. фактически является плазмой (в которой все электроны оторваны от атомов); только в сравнительно тонком поверхностном слое солнечное вещество находится в состоянии не полной ионизации. Согласно современным представлениям в глубинах Солнца уже миллиарды лет действует естественный термоядерный реактор, к созданию которого в земных условиях человеческая наука ещё только приближается.

Энергия, выделяющаяся в солнечных недрах в ходе термоядерных реакций в виде жёсткого гамма-излучения, очень медленно (за миллионы лет) просачивается наружу, к поверхности Солнца. При многократных процессах поглощения и переизлучения квантов в толще солнечного вещества происходит постоянное уменьшение частоты первоначального излучения, и на видимой нам поверхности Солнца оно появляется уже в оптическом диапазоне спектра.

В основной массе Солнца, которая находится в области, ограниченной 0.8 радиуса Солнца, энергия переносится излучением, однако на глубине порядка 140 тыс. км от поверхности характер этого процесса радикально изменяется. Вследствие просачивания энергии излучения наружу, температура солнечной плазмы постепенно падает при переходе к более высоким слоям, и, если какой – либо объём газа случайно окажется несколько горячее окружающей среды, он начинает расширяться и, становясь легче, всплывает вверх. В этом и заключается явление конвективного переноса энергии.

По мере продвижения выделенного газа вверх, в более разряжённые слои, внешне давление, претерпеваемое им,

падает, и поэтому этот газ будет продолжать расширяться и охлаждаться. Хотя в окружающем газе температура также падает с высотой, его температура остаётся выше и, таким образом, данный объём будет продолжать двигаться вверх, перенося энергию. В процессе движения этого объёма должно происходить его дробление (фрагментация) на объёмы газов меньших размеров. Как показывают расчёты, всплывающее горячие солнечное вещество, не распадаясь, проходит расстояние, сравнимое с некоторой

12

характерной высотой распределения газа в данной области Солнца. Эта высота определяется температурой плазмы и ускорением силы тяжести и, естественно, может сильно меняться в солнечных условиях.

В случае отсутствия конвекции характер изменения температуры с высотой устанавливается переносом тепла излучением и зависит, следовательно, от степени непрозрачности вещества, для данного излучения. Чем эта величина больше, тем сильнее изменяется температура с глубиной. Правда, температура с высотой может падать и из-за уменьшения плотности газа. Вообще говоря, конвекция возможна лишь тогда когда изменения температуры, вызываемое различной степенью непрозрачности вещества, больше изменения температуры, обусловленного падением его плотности. Это условие определяет толщину под поверхности зоны, охваченной конвективными «движениями», которая на Солнце составляет около 140 тыс. км.

Основная часть оптического излучения Солнца в непрерывном спектре приходит к нам из фотосферы – сравнительно плотного нижнего слоя солнечной атмосферы. Результатом конвективных движений газа в глубоких слоях Солнца является ячеистая структура фотосферы (грануляция). Характерные размеры ячеек (гранул) около 0.5 – 0.8 тыс. км, среднее время «жизни» 5 – 8 мин, в них наблюдается скорость подъёма вещества порядка 400 м/с. помимо гранул, в фотосфере видны и значительно более крупномасштабные структуры, как бы

сеть с размером ячеек около 30 тыс. км, - супергрануляция. Эта «сетка» представляет собой «след» конвекции с более глубокого яруса, чем гранулы (приблизительно 5 тыс. км). Время «жизни» «сетки» супергрануляции около суток. Наконец, на поверхности Солнца замечены и так называемые «гигантские структуры» (так же ячеистые тела) с размерами близким к 400 тыс. км, и временем «жизни» около 10 суток. Это отражение «деятельности» самого глубокого уровня конвекции.

Около 0.001 всей энергии конвективных движений переносится различными типами волн: звуковыми, а также магнитозвуковыми и альвеновскими. Последние типы волн связаны с наличием у Солнца магнитного поля, которое оказывает сильное влияние на волновые движения, происхождение на Солнце магнитных полей большой напряжённости остаётся пока не вполне ясным, хотя слабые поля (в малых масштабах) вполне могут генерироваться движениями солнечной электропроводящей плазмы (в частности в конвективной зоне).

На не больших высотах над фотосферой потери энергии волн не

13

велики, так как плотность газа здесь ещё значительна и он легко «высвечивает» запасённую энергию, т. е. Преобразует её в энергию теплового излучения. Поэтому в сравнительно узком (до 1 тыс. км) переходном слое от фотосферы к более высоким слоям температура даже падает (от 6000 до 5000 К). На больших высотах роль нагрева волнами начинает быстро возрастать, поскольку из-за падения плотности эффективность излучения плазмой резко уменьшается. По этой же причине на высотах выше 1 тыс. км над фотосферой температура начинает медленно, а затем всё быстрее расти (рис.4.). Этот слой хромосферы Солнца называют хромосферой.

Рис.3. Схема строения хромосферы. Указаны значения температуры и электронной концентрации в зависимости от высоты.

Выше хромосферы наступает полная ионизация водорода и гелия, температура плазмы поднимается до 1-2 млн. градусов. Здесь начинается солнечная корона. Её можно увидеть во время полных солнечных затмений, когда Луна полностью закрывает Солнце, тогда на очень короткое время вокруг затмившегося солнечного диска на фоне тёмного неба вспыхивает серебристое сияние. Корону можно наблюдать и не только во время солнечных затмений – с помощью специальных инструментов.

Начиная с некоторой высоты короны, возникает истечение солнечной плазмы в межпространство – солнечный ветер. Разряжённая плазма солнечного ветра с большой скоростью расходится во всех направлениях, обтекая магнитосферы Земли и других планет солнечной системы, комет и т. д.

Причина истечения солнечного ветра заключается в том, что размеры короны имеющей температуру несколько миллионов градусов, 2 раза превышает размеры Солнца, и гравитационное притяжение не способно её удержать.

14

Солнечная активность.

Все проявления солнечной активности теснейшим образом с наличием у Солнца магнитного поля. Появление магнитных областей на Солнце и их эволюция сильно воздействуют на все рассмотренные нами выше физические процессы в верхних слоях солнечной атмосферы.

Рождение магнитной области, как правило, начинается с появлением сильного, магнитного поля в атмосфере, и эта область фотосферы становится ярче – появляется факел. Возрастание яркости свечения имеет и в хромосфере, где наблюдается флоккул, а в короне в этом месте образуется плотное и горячие облако плазмы – нормальная конденсация.

Нарастание магнитного поля (на уровне фотосферы) в области свечения факела сначала наблюдается как появление тёмных пор, которые затем, сливаясь и разрастаясь, образуют резко очертаное тёмное пятно, окружённое более светлой каймой – полутенью. Размеры пятен обычно лежат в пределах 10 – 15 тыс. км, а напряжённость магнитного поля составляет 80 – 120 А/м (в факелах напряжённость поля достигает нескольких тысяч ампер на метр). Обычно пятна возникают не в одиночку, а целыми группами. Иногда группа состоит из пятен с магнитным полем одной полярности (униполярная группа), чаще всего в активной области наблюдаются группы пятен с полем обеих полярностей – биполярные группы. Пятна увлекаются вращением Солнца, но имеют не большие и собственные движения. Температура плазмы в пятне ниже фотосферной на 1500 – 2000 К, поэтому они и выглядят тёмными на фоне фотосферы.

Резкое понижение температуры в области пятна связано с тем, что конвективные движения здесь подавляются сильными магнитными полями. Из-за высокой проводимости плазмы магнитные силовые линии как бы «вморожены» в вещество и следуют за ним при всех его движениях. Так происходит пока магнитное поле слабое. Однако магнитные поля с напряжённостью свыше 10 тыс. А/м уже оказывают сопротивление и способны ограничить движение солнечной плазмы. Поэтому – то перенос тепловой энергии конвекцией в этом случае резко уменьшается и газ охлаждается над остановленными ячейками супергрануляции.

В магнитном поле пятен возможен лишь один вид конвективных движений – «скольжение» газа вдоль силовых линий (вверх, вниз). Это объясняет, почему перенос энергии в пятнах всё же больше, чем, если бы существовал лишь один перенос энергии излучением.

15

Очень интересными структурными образованьями в атмосфере Солнца являются протуберанцы. Они представляют собой массы сравнительно холодного газа, часто весьма причудливых форм, поднимающиеся над хромосферой и окружённые горячей корональной плазмой. На краю Солнца их можно наблюдать в спектральной линии водорода Н как светлые облака, а в проекции на солнечный диск – как тёмные волокна (поскольку протуберанец излучает меньше энергии, чем поглощает).

Образование протуберанцев тесно связано со структурой магнитных полей биполярных активных областях, так, как обычно протуберанцы «предпочитают» располагаться вдоль границы раздела полярности поля в таких областях. Масса газа, сосредоточенная в одном протуберанце, очень велика – она лишь в 10 раз меньше массы всей солнечной короны, а его температура в 100 – 500 раз ниже корональной.

Согласно современным представлениям образующийся «зародыш» будущего протуберанца «высасывает» вещество из хромосферы (рис.5.). Физика процесса здесь следующая. В магнитной структуре типа «примятой арки» (т.е. с впадиной на вершине), которая может образоваться на границе раздела полярности поля в активной области, нагрев плазмы происходит снизу (альвеновскими волнами). Интенсивность нагрева газа на боковых сторонах «арки» выше, чем на её вершине. Это уменьшение нагрева на вершине приводит к охлаждению газа, и под действием силы тяжести он опускается в «яму» магнитного поля и уплотняется. На его место поднимается нагретый газ с боковых поверхностей «арки» и так же накапливается в «яме», причём при увеличении его плотности растут потери энергии на излучение, т.е. газ быстро охлаждается.

Рис.5. Протуберанец «висящий» на силовых линиях магнитного поля.

16

Естественно, что по мере наполнения холодного газа в «яме» магнитного поля её глубина растёт, т.к. магнитные силовые линии прогибаются под тяжестью протуберанца. Поскольку теплопроводность поперёк силовых линий поля не велика, магнитное поле, окружающее родившийся протуберанец, защищает его от нагрева горячей коронольной плазмой. Так действует этот «сифон», примерно за сутки накапливающий массу протуберанца.

17

Солнечные вспышки.

Наиболее мощным проявлением солнечной активности являются вспышки, во время которых за очень короткий промежуток времени (до 1000 с) выделяется очень большое количество энергии эквивалентное выделяемому при взрыве нескольких десятков миллионов (а в редких случаях и сотни миллионов) водородных бомб.

В годы максимальной активности может быть около 10 вспышек в сутки, в минимуме на протяжении многих месяцев их может не быть ни одной.

Чаще всего вспышки возникают в так называемых нейтральных областях между пятнами, имеющими противоположную полярность. Размеры области, охваченной вспышкой, меньше 1000км. Процесс развития не большой вспышки продолжается 5-10 мин. Самых мощных – несколько часов. Обычно вспышки начинаются с внезапного выделения энергии в верхней хромосфере или нижней короне, причём за 1–2мин, а для очень больших вспышек за 10 – 60 мин. количество освобождённой энергии достигает 10 – 10 Дж.

Основные эффекты, проявляющиеся при вспышке, - это нагрев большого объёма солнечной плазмы до очень высокой температуры (до 100 млн. К) и ускорение значительного числа частиц до релятивистских энергий (генерация солнечных космических лучей). Проявление вторичных эффектов при вспышке связанно с распространением нагретого газа и ускоренных частиц вдоль силовых линий магнитного поля в хромосферу, что вызывает интенсивное излучение в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. Кроме того, горячий газ испускает тепловое рентгеновское излучение, а энергичные электроны, тормозясь в плотной плазме хромосферы, дают рентгеновское излучение с нетепловым спектром (в котором интенсивность излучения изменяется с частотой по степенному закону).

Наконец, в солнечной атмосфере от области энерговыделения вспышки распространяются ударные волны, скорости которых лежат в пределах 0.5 – 1 млн. м/с. Ударные волны могут воздействовать на протуберанцы, активизируя их и иногда приводя к полному разрушению и выбрасывания вещества протуберанца высоко в корону.

За последние годы удалось установить, что вспышки почти неизбежно возникают в активной области, когда из–под фотосферы начинает «всплывать» область с магнитным полем, имеющим противоположную полярность по отношению к существующему в

18

«старой» области. Иногда это связано с появлением нескольких небольших пятен (сателлитов), имеющих поле другого направления, в непосредственной окрестности больших пятен (даже в области их полутени) развитой активной области. Очевидно, что нарастающее магнитное поле определённого направления, вторгаясь в область, «занятою» полем другого направления, будет приводить к быстрому росту градиентов поля в этой области.

Исследования ультрафиолетового и рентгеновского (нетеплового) излучения вспышек, проведённые в последние годы с помощью ракет и спутников, позволили установить, что это излучение отчётливо разделяется на две компоненты – медленно изменяющуюся и импульсивную. ''Медленная'' компонента обычно с начала слабо, а затем всё быстрее возрастает и после достижения максимума постепенно спадает. Импульсивная компонента появляется в момент быстрого роста медленно меняющейся и состоит обычно из одного или нескольких отдельных всплесков.

Таким образом, излучение вспышки практически во всех диапазонах спектра состоит из множества различных всплесков различной продолжительности, а, следовательно, характер изменения теплового рентгеновского излучения и эмиссии в линии Н не может быть объяснён медленным нагревом и постепенным охлаждением всей области, занимаемой вспышкой. Это заставляет предположить тонкую структуру области вспышки, где процессы ускорения и нагрева частиц происходят в отдельных, сравнительно не больших объёмах плазмы с магнитным полем. Появление же всплесков рентгеновского излучения может быть связано с лучами быстрых частиц, имеющих степенное распределение по энергиям.

Коротко об основных характеристиках быстрых частиц, генерируемых вспышками можно, сказать следующее. Обычные вспышки дают электроны с энергиями 3 – 10 кэВ с тепловым спектром, с их помощью можно объяснить тепловое рентгеновское излучение высокотемпературной плазмы вспышки. Более мощные вспышки порождают не ''тепловые'' электроны с энергиями 20 –100 кэВ, иногда до 500 кэВ. При вспышках с ещё большей энергетикой появляются протоны с энергиями 10 – 100 мэВ и релятивистские электроны. Наконец, наиболее мощные вспышки способны приводить к появлению солнечных космических лучей с максимальной энергией частиц, достигающей 1 – 10 ГэВ.

И так, наблюдается картина изучения вспышки в линии Н , в оптическом, а так же в ультрафиолетовом, гамма и рентгеновском диапазонах создаётся или непосредственно самими быстрыми частицами, или же в результате нагрева хромосферы частицами

высоких энергий. Эта совокупность наблюдательных данных должна являться моделью для построения моделей вспышек.

19

Радио- и рентгеновское Солнце.

В видимом свете Солнце абсолютно доминирует над всеми другими небесными светилами, его блеск в 10 раз больше блеска Сириуса. В радио- и рентгеновских диапазонах оно выглядит значительно скромнее. Если говорить точнее, то в радиодиапазоне на небе наблюдается не одно, а несколько примерно одинаковых ''солнц''. Ведь по мощности радиоизлучения наше Солнце одинаково с радиоисточником Кассеопея А, тогда как яркость источника Лебедь А всего в 1.6 раза, а источник Стрелец А – в 5 раз меньше. Кроме того, на небе имеются ещё 10 радиоисточников, которые слабее Солнца всего в 10 раз. Аналогичная картина наблюдается и в рентгеновском диапазоне. Первые попытки обнаружить солнечное радиоизлучение были предприняты ещё в 1900 г., однако оно было отмечено (к тому же случайно) военными радиолокационными станциями только в 1940 и 1942 гг.

Если бы Солнце излучало как тепловой источник, имеющий температуру 6000 К, то в