Физика Солнца: просто и понятно

Известно, что постоянство солнечного излучения в течение миллиардов лет существования Земли можно объяснить лишь тем, что Солнце представляет собой своеобразный термоядерный реактор. Мечта ученых об управлении реакциями превращения элементов с целью освобождения огромных запасов энергии атомных ядер казалась поэтому близкой к осуществлению благодаря самому факту существования Солнца. Однако между его глубинными и поверхностными слоями находится огромная толща более холодного (хотя и раскаленного до десятков и сотен тысяч градусов) газа, в котором эти реакции не происходят. Только лучистая энергия может пробиться сквозь массу газа и покинуть светило при уже весьма скромной температуре около 6 тысяч градусов. Поэтому специалисты по атомной физике стали терять интерес к Солнцу, возлагая все свои надежды лишь на земные лаборатории. И только за недавнее время благодаря новым успехам науки усилился интерес геофизиков и физиков к солнечным явлениям, стала очевидной важность и актуальность изучения Солнца всеми доступными современной науке способами.

О современных наблюдениях Солнца

В астрономических обсерваториях наиболее полные и наиболее важные для гелиофизики (физики Солнца) результаты получаются при помощи больших спектрографов с высокой разрешающей силой, которые устанавливаются при телескопах. Изучая интенсивность (контуры) спектральных линий различных элементов, мы получаем оценки температуры, давления газов, концентрации свободных электронов, среднюю скорость хаотического движения газа (турбулентная скорость) в том или ином солнечном образовании и другие показатели физических процессов, происходящих на Солнце.

Широкое распространение получила также киносъемка Солнца через светофильтры, пропускающие свет только одной какой-нибудь спектральной линии. Такие приборы, называемые иначе интерференционно-поляризационными светофильтрами, были во время Международного геофизического года почти на всех астрофизических обсерваториях и употреблялись для замедленной съемки Солнца в красной линии водорода. В свете этой линии видно особенно много образований, возникающих на различных уровнях над видимой поверхностью Солнца— фотосферой. Полученные при помощи автоматических кинокамер кинофильмы могут быть спроектированы на экран, на котором зритель увидит, как развивалось на Солнце то или иное явление. Съемка может длиться несколько часов, а фильм на экране займет по времени всего несколько минут. Для аналогичных исследований применяются и другие приборы — спектрогелиоскопы и спектрогелиографы, а также прямое фотографирование фотосферы.

Интересный дополнительный материал к наблюдениям в участках спектра, доступных исследованию методами оптики, дают измерения радиоизлучения Солнца. В настоящее время большие антенны со сложным приемным устройством (радиотелескопы) установлены во многих обсерваториях. Наблюдения ведутся на волнах длиной от нескольких миллиметров до нескольких метров. Самые большие антенны позволяют выделять из общего радиоизлучения Солнца излучение от отдельных наиболее ярких областей и измерять его, определяя, таким образом, температуру газа или изучая особенности возникающих в нем колебаний, Когда температура газа велика и составляет не менее 10 тысяч градусов, то он оказывается хорошим проводником (так как он состоит из частиц с отрицательными и положительными зарядами), и его называют часто электрической плазмой. По характеру колебаний, возникших в плазме, можно судить о вызвавших эти колебания причинах, одной из которых может быть прорывающийся сквозь нее поток быстрых заряженных частиц.

Магнитные поля на поверхности Солнца

Наши представления о фотосфере как о почти непрозрачной газовой среде, граница которой примерно может считаться видимой поверхностью Солнца, не претерпели существенных изменений. В фотосфере существует слабое магнитное поле с напряженностью в несколько эрстед. Еще недавно некоторые ученые считали его полем диполя. Иначе говоря, Солнце представляли себе намагниченным шаром, северный и южный полюсы которого совпадают с полюсами магнита.

Однако последние работы астрономов показали, что Солнце не является таким простым магнитом. Точные измерения напряженности магнитного поля на поверхности Солнца, произведенные в США Бебкоком позволили сделать вывод, что общего магнитного поля на поверхности Солнца нет. На поверхности Солнца оказалось много магнитных полюсов разных знаков, причем самые сильные из них совпадают с солнечными пятнами. Это среднее магнитное поле Солнца, по исследованию венгерского астронома Чада, не похоже на поле диполя.

Каждое полушарие Солнца (северное и южное) является самостоятельным магнитом, один полюс которого совпадает с полюсом Солнца, а второго полюса в буквальном смысле слова нет. Вместо него вблизи экватора существует намагниченное кольцо с противоположной полярностью. Так, если полюс обладает северной полярностью, то это кольцо имеет южную полярность. Есть все основания считать, что в разные эпохи солнечной активности среднее магнитное поле Солнца различно. Теперь становится понятным происхождение этого магнитного поля. Оно так же, как и магнитные поля пятен, вызывается движением газовых масс в недрах Солнца. Впервые на возможность такого объяснения магнитных полей пятен указали русские астрофизики Л. Э. Гуревич и А. И. Лебединский. Теперь ученые имеют возможность следить за глубинными процессами по картам магнитных полей на поверхности Солнца.

Активные долготы

Много споров еще недавно возникало среди астрофизиков о том, появляются ли пятна более или менее случайно на всех меридианах Солнца или же они могут в течение длительного времени (год-два) возникать на одном и том же месте. Так как магнитные поля пятен обладают большой устойчивостью, то можно представить себе, что иногда пятно, исчезая с поверхности Солнца, не разрушается, а просто погружается в глубину и через некоторое время может снова оказаться на поверхности. Долготы тех меридианов, на которых пятна могут появляться чаще всего (ввиду того, что часть исчезнувших пятен «всплывает» снова к поверхности), получили название активных долгот.

Вопрос о существовании активных долгот имеет большое практическое значение для геофизики. Если при вращении Солнца вокруг оси активная долгота оказывается против Земли, то вероятность нахождения пятен вблизи центра видимого солнечного диска оказывается наибольшей. С группами пятен связаны и все остальные явления на Солнце, в том числе те, которые влияют на атмосферу и магнитное поле Земли.

Зная факт существования активных долгот, можно улучшать методы прогноза солнечных явлений. А предсказывать солнечные явления, как это ни важно для геофизики, астрономы еще как следует не умеют. Все, что хотя бы в слабой степени помогает улучшить солнечные прогнозы, очень ценно для науки.

Трудно назвать другое явление на Солнце, которое имело бы для геофизики столь же большое значение, как хромосферные вспышки. Внезапные вспышки света, хорошо видимые в спектральных линиях водорода, длящиеся всего десять—двадцать минут, были хорошо известны астрономам еще столетие тому назад. Но истинная природа этих странных явлений, которые иногда захватывают на Солнце площадь в миллиарды квадратных километров, оставалась загадкой. Было только известно, что вспышки бывают на разной высоте над уровнем фотосферы и что одновременно со вспышкой из Солнца вырывается столб раскаленных газов, так называемый протуберанец,— выброс, который со скоростью, иногда доходящей до сотен километров в секунду, взлетает вверх и затем, следуя по тому же пути, падает обратно, в фотосферу.

Прямая связь между вспышками на Солнце и магнитными бурями и полярными сияниями на Земле показала, что вспышки являются источниками потоков заряженных частиц — солнечных корпускул. Магнитные бури и полярные сияния происходят на Земле примерно через 30 часов после вспышки. Это значит, что корпускулы движутся к Земле со скоростью, немного превышающей тысячу километров в секунду. Подходя к Земле, потоки корпускул отклоняются в сторону магнитных полюсов. Поэтому полярные сияния чаще всего происходят над районами, близкими к магнитным полюсам Земли, хотя иногда они бывают видны и на средних широтах.

Кроме потока корпускул, из вспышек выбрасываются так называемые частицы космических лучей. Эти частицы, движущиеся со скоростями, близкими к скорости света, покидают Солнце немного позже времени максимума вспышки. Когда эти частицы достигают Земли, то уровень космического излучения значительно повышается. Это было обнаружено впервые во время хромосферной вспышки 28 февраля 1942 года.

Одновременно с появлением вспышки на Солнце резко усиливается ионизация газа в верхних слоях атмосферы (в ионосфере) Земли. При этом ухудшаются условия для отражения от ионосферы и радиоволн, обычно используемых для радиопередач. Часто радиосвязь на больших расстояниях полностью прерывается. Это явление называется эффектом Деллинджера (по имени впервые открывшего его ученого).

До недавнего времени считалось, что повышенная во время вспышек ионизация газов в ионосфере вызывается ультрафиолетовым излучением вспышек. Однако специальные измерения, произведенные в последнее время при помощи геофизических ракет, которые запускались в ионосферу, убеждают нас в том, что главной причиной этого явления служит не ультрафиолетовое, а рентгеновское излучение вспышек. Что касается ультрафиолетового излучения, то оно, несомненно, тоже увеличивается во время вспышек, хотя и не столь сильно, как считалось до сих пор.

Итак, вспышки представляют собой загадочные процессы на Солнце, во время которых образуется космическое и корпускулярное излучение частиц, рентгеновская и ультрафиолетовая жесткая радиация. В какой-то мере вспышки можно уподобить взрывам атомных и водородных бомб, во время которых образуются как жесткая радиация, так и потоки быстрых частиц. Поэтому иногда вспышки называют взрывами на Солнце.

Что же представляют собой вспышки? По спектрограммам вспышек ученые определили, что в тех местах, где ярко светится водород, температура сравнительно невысока — около 10 тысяч градусов, а в то же время плотность газа значительна. В тех же местах, где в спектре появляются линии металлов, плотность еще выше, чем в зонах свечения водорода. Там плотность почти такая же, как в фотосфере, а температура не превышает 5 тысяч градусов.

Следовательно, там, где видна вспышка, нет никаких особых условий, благоприятствующих образованию потоков быстрых частиц и рентгеновского излучения. И лишь некоторое усиление ультрафиолетового излучения Солнца оказалось возможным объяснить появлением вспышки. Наиболее сильные линии водорода расположены в невидимом ультрафиолетовом конце спектра. Если ярко светятся линии водорода в видимых лучах, то тем более мощным должно быть его излучение в ультрафиолетовом участке спектра. Теоретические расчеты А. Б. Северного подтверждали этот вывод.

Вместе с тем, однако, 10 мая 1951 года впервые удалось наблюдать появление из вспышки потока корпускул. Над вспышкой поднялся большой саблевидный протуберанец. Скорость подъема его была исключительно велика, она составляла 400 километров в секунду. Внутри же этого гигантского протуберанца появилась особенно ярко светящаяся область, которая устремилась вверх со скоростью 800 километров в секунду. Несомненно, что эта область светилась потому, что там прорывался сквозь протуберанец поток быстрых корпускул. В самой же вспышке ничего особенного не произошло.

Обстоятельства стали еще более загадочными, когда многочисленными наблюдениями в США (обсерватория Клаймакс) было доказано, что газ в хромосферных вспышках струится вниз, в фотосферу, хотя область, занятая вспышкой, растет в высоту. Часто вспышка принимает вид так называемого петлеобразного протуберанца, в котором газ течет вниз по обеим ветвям петли. Этот процесс длится в течение всего времени существования вспышки. Газ как бы внезапно появляется из окружающего вспышку пространства и падает в фотосферу.

Откуда же берется этот газ? В ответе на этот вопрос мы находим и разрешение загадки вспышек.

Природа вспышек

Вспышка, как показывают работы Робертса, всегда окружена сгущением очень горячего газа — газа солнечной короны (или корональной конденсацией). Температура в короне в среднем близка к миллиону градусов. В отдельных местах она ниже и составляет всего несколько сот тысяч градусов, в других местах — выше. В короне плавают и «холодные» образования — протуберанцы, температура в отдельных частях которых не превышает 5 тысяч градусов. Недавно в короне обнаружены и очень разреженные «холодные» облака. Они были замечены супругами М. Н. и Р. С. Гневышевыми на Горной астрономической станции вблизи Кисловодска.

В сильно разреженных облаках газа водород ионизирован и потому не может светиться. У атомов водорода оторваны электроны, и лишенные электронов протоны не могут поглощать и излучать свет. Другое дело — атомы гелия. Их ионизировать чрезвычайно трудно. Линии гелия могут наблюдаться и наблюдаются в разреженном газе. При появлении этих линий в короне Гневышевыми и были открыты эти облака разреженного газа. Спектр «горячих» облаков короны, имеющих часто вид струй или сгустков, в настоящее время довольно хорошо изучен благодаря трудам шведского астрофизика Эдлена и русского астрофизика И. С. Шкловского. По изменениям линий в спектре «горячей» короны можно судить об изменениях в ее температуре и плотности.

Над вспышками корона оказывается более плотной и горячей, чем в других местах. При больших вспышках в спектре короны часто появляется характерная желтая линия, принадлежащая атомам кальция, у которых оторвано четырнадцать электронов. Такие ионы могут образовываться лишь при температуре в несколько миллионов градусов.

По мере развития вспышки газ короны охлаждается и в виде «холодных» струй стекает в фотосферу. Все явление вспышки, таким образом, можно описать как процесс быстрого сжатия и охлаждения горячего газа, сопровождающийся появлением ударных волн, как при обычных взрывах.

о, что характер погоды на обширных областях земной поверхности связан с солнечной активностью, было известно сравнительно давно. Успехи гелиофизики в изучении хромосферных вспышек позволили ученым более конкретно высказаться о влиянии на нашу погоду солнечной активности. Еще в двадцатых годах прошлого столетия известный русский геофизик В. Ю. Визе установил, что это явление приводит к усилению циклонов и антициклонов на Земле, которые в основном и определяют собой тип погоды. В одних областях земного шара их результатом может быть засуха, а в других, наоборот обильное выпадение дождей. Прямой связи между погодой в данном пункте Земли и солнечной активностью (пятнами, хромосферными вспышками и т. п.) нет. Ведь дождь идет не из солнечных пятен или вспышек, а из облаков, формирование и движение которых происходит в соответствии с законами динамической метеорологии. Солнечная активность может действовать только на всю земную атмосферу в целом, меняя, таким образом, уже характер воздушных течений и погоды.

Первый успех в построении теории влияния солнечных явлений на погоду был достигнут астрономом Б. М. Рубашевым из Пулковской обсерватории и геофизиком Л. Р. Ракиповой из Главной геофизической обсерватории. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучение (жесткое излучение) хромосферных вспышек полностью поглощается ионосферой Земли. Такие потоки корпускул тормозятся и рассеиваются на высотах не ниже 100 километров над земной поверхностью. Однако ни жесткое излучение Солнца, ни корпускулы не проникают непосредственно в тропосферу (в прилегающий к Земле десятикилометровый слой воздуха), где разыгрываются явления погоды.

По расчетам Б. М. Рубашева, даже одни только корпускулярные потоки могут повысить температуру на высоте около 100 километров на сто градусов; менее значительное, но все еще заметное нагревание будет происходить и на несколько меньших высотах. Столь сильное изменение состояния газа ионосферы, согласно теоретическим исследованиям Л. Р. Ракиповой, должно, хотя и весьма слабо, сказываться на состоянии масс воздух уже в тропосфере, вызывая там небольшое изменение барометрического давления. Как ни мало это изменение давления, оно оказывается существенным главным образом для развития антициклонов. Именно на них в первую очередь и отражается действие хромосферных вспышек.

«Кипящий вечно океан»

Между вспышками и другими быстрыми изменениями на Солнце много общего. Фотосфера Солнца покрыта «огненной травой» — хромосферой. Хромосфера не сплошной слой газа, а множество мелких сгустков, обычно имеющих форму коротких волокон. Эти волокна находятся в быстром движении. Средняя скорость такого движения — около семи километров в секунду. Отдельные волокна выбрасываются вверх, в корону, со скоростями в десятки километров в секунду. Тогда их называют хромосферными спикулами.

Хромосферные волокна представляют собой очень разреженный газ, свечение которого происходит в отдельных спектральных линиях; как говорят, они имеют линейчатый спектр. Плотность газа в волокнах не превышает одной миллиардной плотности воды. Сплошной спектр при столь малой плотности газа образоваться не может. Поэтому хромосферу, так же как хромосферные вспышки, нужно фотографировать з свете отдельных спектральных линий. Наилучшие фотографии ее получаются с помощью интерференционно-поляризационных фильтров в красной линии водорода.

Сами хромосферные волокна неоднородны. Как показали в последние годы исследования астрономов Пулковской обсерватории, эти волокна состоят из еще более мелких элементов, толщина которых не превышает нескольких сотен километров. Увидеть их с Земли раздельно чрезвычайно трудно. Элементарные волоконца хромосферы могут иметь различную температуру: от 5 тысяч до 150 тысяч градусов и выше. Наиболее горячие из них близки по температуре к газу короны. Плотность газа в волоконцах может меняться в. тысячи и сотни тысяч раз. В отдельных случаях в хромосфере образуются плотные и сравнительно «молодые» сгустки газа, очень похожие на «холодные» сгустки в центре хромосферных вспышек.

На границе фотосферы и хромосферы располагаются солнечные факелы, плотные, состоящие из отдельных облачных «зерен» облака газа с температурой примерно на тысячу градусов более высокой, чем температура на границе фотосферы (5 тысяч градусов). Более разреженною верхнюю часть факелей, дающую только линейчатый спектр еще называют флоккулом. Во время максимума солнечной активности факелы иногда поднимаются довольно высоко в хромосферу и видны в виде ярких точек среди хромосферных волокон. Яркие «зерна» факелов очень недолговечны. Они существуют не более нескольких минут. Однако сами факелы при этом не могут долго оставаться на одном месте. Вместо исчезнувших «зёрен» почти на том же месте появляются новые. Между факельными «зернами» и слабыми хромосферными вспышками много общего. Слабые вспышки в изобилии происходят всёгда недалеко от факелов. Длятся они тоже всего несколько минут. Выбросы из таких вспышек ничем не отличаются от хромосферных спикул, а самые слабые вспышки могут быть легко спутаны с яркими «зернами» факелов.

Да и можно ли говорить о том, что их легко спутать? Не одно ли это и то же явление? Против такой гипотезы можно возразить только одно. Хромосферные спикулы наблюдаются над любым участком поверхности Солнца, и их трудно сопоставить со скоплениями факелов (факельными полями, или факельными площадками).

Какая-то часть общего потока наиболее медленных корпускул, выбрасываемых Солнцем, безусловно, идет к нам от факелов. Геофизики, изучающие земной магнетизм уже довольно давно, установили, что в изменениях напряженности геомагнитного поля легко прослеживается двадцатисемидневная периодичность. Двадцать семь дней — это примерно время одного оборота Солнца вокруг оси по отношению к Земле для участков поверхности Солнца, расположенных недалеко от экватора (чем ближе к полюсам, тем период обращения газовых масс фотосферы длиннее). Недавно Э. Р. Мустель и О. Н. Митропольская доказали, что из районов больших скоплений факелов идут к нам потоки сравнительно медленных корпускул, скорость которых не превышает нескольких сотен километров в секунду. Все факельные «зерна» выбрасываю такие потоки. Активность Солнца распространена по всей его поверхности. Группы пятен и окружающие их факельные поля являются лишь местами наибольшего усиления процессов. Вот, почему прав был М. В. Ломоносов, который писал о Солнце, что это «кипящий вечно океан». Дыхание бурь на этом океане (вспышки, факелы), долетает до Земли и отражается на явлениях природы.

Ядерные реакции на Солнце

Уже сам факт возникновения при хромосферных вспышках частиц космического излучения свидетельствует о возможности кратковременных ядерных реакций, которые могут происходить под действием космических лучей даже в земной атмосфере. К тому же сам-процесс сжатия газа при вспышке, по мнению А. Б. Северного, может, создавать нагрев его небольших сгустков до температуры в 10-миллионов градусов. При такой температуре уже можно наблюдать термоядерные реакции, и прежде всего, по-видимому, реакцию превращения водорода в гелий. Первым продуктом столкновения двух протонов будет ядро тяжелого водорода — дейтерий. Сам дейтерий при столкновениях с ядрами гелия распадается, образуя ядра гелия и снова протоны…

В обычных условиях на Солнце мы не можем наблюдать заметного количества атомов тяжелого водорода, но во время вспышек появление дейтерия возможно. Правда, обосновать теоретически этот процесс крайне трудно ввиду быстрых изменений температуры во вспышке но как бы то ни было, а в последнее время А. Б. Северному все же удалось в спектрах хромосферных вспышек найти линии дейтерия.

Изучение ядерных реакций на Солнце еще только начинается, и можно думать, что в ближайшем будущем оно даст интересные результаты. Несомненно, что Солнце может и должно быть для ученых физической лабораторией, в которой хотя и нельзя ставить эксперименты по своему желанию, но они постоянно совершаются благодаря интенсивной солнечной активности, и прежде всего хромосферным вспышкам.

Автор: В. Крат.