Фізика Сонця: просто і зрозуміло

Відомо, що сталість сонячного випромінювання протягом мільярдів років існування Землі можна пояснити лише тим, що Сонце являє собою своєрідний термоядерний реактор. Мрія вчених про управління реакціями перетворення елементів з метою звільнення величезних запасів енергії атомних ядер здавалася тому близькою до здійснення завдяки самому факту існування Сонця. Однак між його глибинними і поверхневими шарами знаходиться величезна товща більш холодного (хоча і розжареного до десятків і сотень тисяч градусів) газу, в якому ці реакції не відбуваються. Тільки промениста енергія може пробитися крізь масу газу і покинути світило при вже досить скромній температурі близько 6000 градусів. Тому фахівці з атомної фізики стали втрачати інтерес до Сонця, покладаючи всі свої надії лише на земні лабораторії. І тільки за недавній час завдяки новим успіхам науки посилився інтерес геофізиків і фізиків до сонячних явищ, стала очевидною важливість і актуальність вивчення Сонця всіма доступними сучасній науці способами.

Про сучасні спостереження Сонця

У астрономічних обсерваторіях найбільш повні і найбільш важливі для геліофізики (фізики Сонця) результати виходять за допомогою великих спектрографів з високою роздільною силою, які встановлюються при телескопах. Вивчаючи інтенсивність (контури) спектральних ліній різних елементів, ми отримуємо оцінки температури, тиску газів, концентрації вільних електронів, середню швидкість хаотичного руху газу (турбулентну швидкість) у тому чи іншому сонячному утворенні та інші показники фізичних процесів, що відбуваються на Сонці .

Широке поширення набула також кінозйомка Сонця через світлофільтри, що пропускають світло тільки однієї якої-небудь спектральної лінії. Такі прилади, звані інакше інтерференційно-поляризаційними світлофільтрами, були під час Міжнародного геофізичного року майже на всіх астрофізичних обсерваторіях і вживалися для сповільненої зйомки Сонця в червоній лінії водню. У світлі цієї лінії видно особливо багато утворень, що виникають на різних рівнях над видимою поверхнею Сонця – фотосферою. Отримані за допомогою автоматичних кінокамер кінофільми можуть бути спроектовані на екран, на якому глядач побачить, як розвивалося на Сонці те чи інше явище. Зйомка може тривати кілька годин, а фільм на екрані займе за часом всього кілька хвилин. Для аналогічних досліджень застосовуються і інші прилади – спектрогеліоскопи і спектрогеліограф, а також пряме фотографування фотосфери.

Цікавий додатковий матеріал до спостережень в ділянках спектру, доступних дослідженню методами оптики, дають вимірювання радіовипромінювання Сонця. В даний час великі антени зі складним прийомним пристроєм (радіотелескопи) встановлені в багатьох обсерваторіях. Спостереження ведуться на хвилях завдовжки від декількох міліметрів до кількох метрів. Найбільші антени дозволяють виділяти із загального радіовипромінювання Сонця випромінювання від окремих найбільш яскравих областей і вимірювати його, визначаючи таким чином температуру газу або вивчаючи особливості виникаючих у ньому коливань. Коли температура газу велика і становить не менше 10 тисяч градусів, то він виявляється хорошим провідником (так як він складається з часток з негативними і позитивними зарядами), і його називають часто електричною плазмою. За характером коливань, що виникли в плазмі, можна судити про причини, що викликали ці коливання, однією з яких може бути потік швидких заряджених частинок, який проривається крізь неї.

Магнітні поля на поверхні Сонця

Наші уявлення про фотосферу як про майже непрозоре газове середовищі, кордон якого приблизно може вважатися видимою поверхнею Сонця, не зазнали істотних змін. У фотосфері існує слабке магнітне поле з напруженістю в кілька Ерстед. Ще недавно деякі вчені вважали його полем диполя. Інакше кажучи, Сонце уявляли собі намагніченою кулею, північний і південний полюси якої збігаються з полюсами магніту.

Однак останні роботи астрономів показали, що Сонце не є таким простим магнітом. Точні вимірювання напруженості магнітного поля на поверхні Сонця, зроблені в США Бебкоку, дозволили зробити висновок, що спільного магнітного поля на поверхні Сонця немає. На поверхні Сонця виявилося багато магнітних полюсів різних знаків, причому найсильніші з них збігаються з сонячними плямами. Це середнє магнітне поле Сонця, з дослідження угорського астронома Чаду, не схоже на поле диполя.

Кожна півкуля Сонця (північна і південна) є самостійним магнітом, один полюс якого збігається з полюсом Сонця, а другого полюса в буквальному сенсі слова немає. Замість нього поблизу екватора існує намагнічене кільце з протилежною полярністю. Так, якщо полюс володіє північною полярністю, то це кільце має південну полярність. Є всі підстави вважати, що в різні епохи сонячної активності середнє магнітне поле Сонця різне. Тепер стає зрозумілим походження цього магнітного поля. Воно так само, як і магнітні поля плям, викликається рухом газових мас в надрах Сонця. Вперше на можливість такого пояснення магнітних полів плям вказали російські астрофізики Л. Е. Гуревич і А. І. Лебединський. Тепер вчені мають можливість стежити за глибинними процесами по картах магнітних полів на поверхні Сонця.

Активні довготи

Багато суперечок ще недавно виникало серед астрофізиків про те, чи з’являються плями більш-менш випадково на всіх меридіанах Сонця або ж вони можуть протягом тривалого часу (рік-два) виникати на одному і тому ж місці. Так як магнітні поля плям володіють великою сталістю, то можна уявити собі, що іноді пляма, зникаючи з поверхні Сонця, не руйнується, а просто занурюється в глибину і через деякий час може знову опинитися на поверхні. Довготи тих меридіанів, на яких плями можуть з’являтися найчастіше (з огляду на те, що частина зниклих плям «спливає» знову до поверхні), отримали назву активних довгот.

Питання про існування активних довгот має велике практичне значення для геофізики. Якщо при обертанні Сонця навколо осі активна довгота виявляється проти Землі, то ймовірність знаходження плям поблизу центру видимого сонячного диска виявляється найбільшою. З групами плям пов’язані і всі інші явища на Сонці, в тому числі ті, які впливають на атмосферу і магнітне поле Землі.

Знаючи факт існування активних довгот, можна покращувати методи прогнозу сонячних явищ А передбачати сонячні явища, як це не важливо для геофізики, астрономи ще як слід не вміють. Все, що хоча б в слабкому ступені допомагає поліпшити сонячні прогнози, дуже цінно для науки.

Важко назвати інше явище на Сонці, яке мало б для геофізики настільки ж велике значення, як хромосферні спалахи. Раптові спалахи світла, добре видимі в спектральних лініях водню, що тривають всього десять-двадцять хвилин, були добре відомі астрономам ще століття тому. Але справжня природа цих дивних явищ, які іноді захоплюють на Сонці площу в мільярди квадратних кілометрів, залишалася загадкою. Було тільки відомо, що спалахи бувають на різній висоті над рівнем фотосфери і що одночасно зі спалахом із Сонця виривається стовп розпечених газів, так званий протуберанець, – викид, який зі швидкістю, іноді доходить до сотень кілометрів на секунду, злітає вгору і потім, слідуючи по тому ж шляху, падає назад, у фотосферу.

Прямий зв’язок між спалахами на Сонці і магнітними бурями та полярними сяйвами на Землі показав, що спалахи є джерелами потоків заряджених частинок – сонячних корпускул. Магнітні бурі і полярні сяйва відбуваються на Землі приблизно через 30 годин після спалаху. Це означає, що корпускули рухаються до Землі зі швидкістю, трохи перевищуючи тисячу кілометрів на секунду. Підходячи до Землі, потоки корпускул відхиляються убік магнітних полюсів. Тому полярні сяйва найчастіше відбуваються над районами, близькими до магнітних полюсів Землі, хоча іноді вони бувають видні і на середніх широтах.

Крім потоку корпускул, з спалахів викидаються так звані частинки космічних променів. Ці частки, що рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла, залишають Сонце трохи пізніше часу максимуму спалаху. Коли ці частинки досягають Землі, то рівень космічного випромінювання значно підвищується. Це було виявлено вперше під час хромосферного спалаху 28 лютого 1942 року.

Одночасно з появою спалаху на Сонці різко посилюється іонізація газу у верхніх шарах атмосфери (в іоносфері) Землі. При цьому погіршуються умови для відбиття від іоносфери і радіохвиль, звичайно використовуваних для радіопередач. Часто радіозв’язок на великих відстанях повністю переривається. Це явище називається ефектом Деллінджера (по імені вченого, який вперше відкрив його).

До недавнього часу вважалося, що підвищена під час спалахів іонізація газів в іоносфері викликається ультрафіолетовим випромінюванням спалахів. Однак спеціальні вимірювання, вироблені останнім часом за допомогою геофізичних ракет, які запускалися в іоносферу, переконують нас у тому, що головною причиною цього явища служить не ультрафіолетове, а рентгенівське випромінювання спалахів. Що стосується ультрафіолетового випромінювання, то воно, безсумнівно, теж збільшується під час спалахів, хоча і не настільки сильно, як вважалося до сих пір.

Отже, спалахи являють собою загадкові процеси на Сонці, під час яких утворюється космічне і корпускулярне випромінювання частинок, рентгенівська і ультрафіолетова жорстка радіація. Якоюсь мірою спалахи можна уподібнити вибухам атомних і водневих бомб, під час яких утворюються як жорстка радіація, так і потоки швидких частинок. Тому іноді спалахи називають вибухами на Сонці.

Що ж являють собою спалаху? По спектрограмах спалахів вчені визначили, що в тих місцях, де яскраво світиться водень, температура порівняно невисока – близько 10 тисяч градусів, а в той же час щільність газу значна. У тих же місцях, де в спектрі з’являються лінії металів, щільність ще вище, ніж в зонах світіння водню. Там щільність майже така ж, як у фотосфері, а температура не перевищує 5 тисяч градусів.

Отже, там, де видно спалах, немає ніяких особливих умов, що сприяють утворенню потоків швидких частинок і рентгенівського випромінювання. І лише деяке посилення ультрафіолетового випромінювання Сонця виявилося можливим пояснити появою спалаху. Найбільш сильні лінії водню розташовані в невидимому ультрафіолетовому кінці спектра. Якщо яскраво світяться лінії водню в видимих променях, то тим більш потужним має бути його випромінювання в ультрафіолетовій ділянці спектра.

Разом з тим, однак, 10 травня 1951 року вперше вдалося спостерігати появу з спалаху потоку корпускул. Над спалахом піднявся великий шаблевидний протуберанець. Швидкість підйому його була винятково велика, вона становила 400 кілометрів в секунду. Всередині ж цього гігантського протуберанця з’явилася особливо яскрава область, яка кинулася вгору зі швидкістю 800 кілометрів на секунду. Безсумнівно, що ця область світилася тому, що там проривався крізь протуберанець потік швидких корпускул. У самому же спалаху нічого особливого не сталося.

Обставини стали ще більш загадковими, коли численними спостереженнями в США (обсерваторія Клаймакс) було доведено , що газ в хромосферних спалахах струмує вниз, у фотосферу, хоча область, зайнята спалахом, росте у висоту. Часто спалах приймає вигляд так званого петлеподібного протуберанця, у якому газ тече вниз по обом гілкам петлі. Цей процес триває протягом всього часу існування спалаху. Газ як би раптово з’являється з навколишнього спалаху простору і падає у фотосферу.

Звідки ж береться цей газ? У відповіді на це питання ми знаходимо і вирішення загадки спалахів.

Природа спалахів

Спалах, як показують роботи Робертса, завжди оточена згущенням дуже гарячого газу – газу сонячної корони (або корональної конденсації). Температура у короні в середньому близька до мільйона градусів. В окремих місцях вона нижча і складає всього кілька сот тисяч градусів, в інших місцях – вище. У короні плавають і «холодні» утворення – протуберанці, температура в окремих частинах яких не перевищує 5000 градусів. Нещодавно в короні виявлені і дуже розріджені «холодні» хмари. Вони були помічені подружжям М. Н. і Р. С. Гнєвишевими на Гірської астрономічній станції поблизу Кисловодська.

У сильно розріджених хмарах газу водень іонізований і тому не може світитися. У атомів водню відірвані електрони, та позбавлені електронів протони не можуть поглинати і випромінювати світло. Інша справа – атоми гелію. Їх іонізувати надзвичайно важко. Лінії гелію можуть спостерігатися і спостерігаються в розрідженому газі. При появі цих ліній в короні Гнєвишева і були відкриті ці хмари розрідженого газу. Спектр «гарячих» хмар корони, мають часто вид струменів або згустків, в даний час досить добре вивчений завдяки працям шведського астрофізика Едлена і російського астрофізика І. С. Шкловського. По зміні ліній в спектрі «гарячої» корони можна судити про зміни в її температурі і щільності.

Над спалахами корона виявляється більш щільною і гарячою, ніж в інших місцях. При великих спалахах в спектрі корони часто з’являється характерна жовта лінія, що належить атомам кальцію, у яких відірвано чотирнадцять електронів. Такі іони можуть утворюватися лише при температурі в кілька мільйонів градусів.

У міру розвитку спалаху газ корони охолоджується і у вигляді « холодних» струменів стікає у фотосферу. Всі явище спалаху , таким чином, можна описати як процес швидкого стиснення та охолодження гарячого газу, що супроводжується появою ударних хвиль, як при звичайних вибухах.

Те, що характер погоди на великих областях земної поверхні пов’язаний з сонячною активністю, було відомо порівняно давно. Успіхи геліофізики у вивченні спалахів хромосфер дозволили вченим більш конкретно висловитися про вплив на нашу погоду сонячної активності. Ще в двадцятих роках минулого століття відомий російський геофізик В. Ю. Візе встановив, що це явище призводить до посилення циклонів і антициклонів на Землі, які в основному і визначають собою тип погоди. В одних областях земної кулі їх результатом може бути посуха, а в інших, навпаки рясне випадання дощів. Прямого зв’язку між погодою в даному пункті Землі і сонячною активністю (плямами, хромосферними спалахами і т. п.) немає. Адже дощ йде не з сонячних плям або спалахів, а з хмар, формування і рух яких відбувається відповідно до законів динамічної метеорології. Сонячна активність може діяти тільки на всю земну атмосферу в цілому, змінюючи, таким чином, вже характер повітряних течій і погоди.

Перший успіх у побудові теорії впливу сонячних явищ на погоду був досягнутий астрономом Б. М. Рубашевим з Пулковської обсерваторії і геофізиком Л. Р. Ракіповой з Головної геофізичної обсерваторії. Ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання (жорстке випромінювання) хромосферних спалахів повністю поглинається іоносферою Землі. Такі потоки корпускул гальмуються і розсіюються на висотах не нижче 100 кілометрів над земною поверхнею. Проте ні жорстке випромінювання Сонця, ні корпускули не проникають безпосередньо в тропосферу (у прилеглий до Землі десятикілометровий шар повітря), де розігруються явища погоди.

За розрахунками Б. М. Рубашева, навіть одні тільки корпускулярні потоки можуть підвищити температуру на висоті близько 100 кілометрів на сто градусів; менш значне, але все ще помітне нагрівання відбуватиметься і на дещо менших висотах. Настільки сильна зміна стану газу іоносфери, згідно з теоретичними дослідженнями Л. Р. Ракіпової, повинно, хоча і вельми слабо, позначатися на стані мас повітря вже в тропосфері, викликаючи там невелику зміну барометричного тиску. Як не маленька ця зміна тиску, вона виявляється істотною головним чином для розвитку антициклонів. Саме на них в першу чергу і відображається дія хромосферних спалахів.

«Киплячий вічно океан»

Між спалахами та іншими швидкими змінами на Сонці багато спільного. Фотосфера Сонця покрита «вогненної травою» – хромосферою. Хромосфера не суцільний шар газу, а безліч дрібних згустків, що зазвичай мають форму коротких волокон. Ці волокна знаходяться у швидкому русі. Середня швидкість такого руху – близько семи кілометрів на секунду. Окремі волокна викидаються вгору, в корону, зі швидкостями в десятки кілометрів на секунду. Тоді їх називають хромосферними спікулами.

Хромосферні волокна являють собою дуже розріджений газ, світіння якого відбувається в окремих спектральних лініях; як кажуть, вони мають лінійчатий спектр. Щільність газу в волокнах не перевищує однієї мільярдної щільності води. Суцільний спектр при настільки малій щільності газу утворитися не може. Тому хромосферу, так само як хромосферні спалахи, потрібно фотографувати з світла окремих спектральних ліній. Найкращі фотографії її виходять за допомогою інтерференційно-поляризаційних фільтрів в червоній лінії водню.

Самі хромосферні волокна неоднорідні. Як показали в останні роки дослідження астрономів Пулківської обсерваторії, ці волокна складаються з ще більш дрібних елементів, товщина яких не перевищує декількох сотень кілометрів. Побачити їх з Землі роздільно надзвичайно важко. Елементарні волоконця хромосфери можуть мати різну температуру: від 5 тисяч до 150 тисяч градусів і вище. Найбільш гарячі з них близькі по температурі до газу корони. Щільність газу в волоконцях може змінюватися в тисячі і сотні тисяч разів. В окремих випадках в хромосфері утворюються щільні і порівняно «молоді» згустки газу, дуже схожі на «холодні» згустки в центрі хромосферних спалахів.

На кордоні фотосфери і хромосфери розташовуються сонячні факели, щільні, що складаються з окремих хмарних «зерен» хмари газу з температурою приблизно на тисячу градусів вищою, ніж температура на межі фотосфери (5000 градусів). Більш розріджену верхню частину факелу, що дає тільки лінійчатий спектр, ще називають флокулом. Під час максимуму сонячної активності факели іноді піднімаються досить високо в хромосферу і видні у вигляді яскравих точок серед хромосферних волокон. Яскраві «зерна» факелів дуже недовговічні. Вони існують не більше кількох хвилин. Однак самі факели при цьому можуть довго залишатися на одному місці. Замість зниклих «зерен» майже на тому ж місці з’являються нові. Між факельними «зернами» і слабкими хромосферними спалахами багато спільного. Слабкі спалахи в достатку відбуваються завжди недалеко від факелів. Тривають вони теж всього кілька хвилин. Викиди з таких спалахів нічим не відрізняються від хромосферних спикул, а найслабші спалахи можуть бути легко сплутані з яскравими «зернами» факелів.

Та й чи можна говорити про те, що їх легко сплутати? Чи не одне це і те ж явище? Проти такої гіпотези можна заперечити тільки одне. Хромосферні спікули спостерігаються над будь-якою ділянкою поверхні Сонця, і їх важко зіставити зі скупченнями факелів (факельними полями, або факельними площадками).

Якась частина загального потоку найбільш повільних корпускул, що викидаються Сонцем, безумовно, йде до нас від факелів. Геофізики, які вивчають земний магнетизм вже досить давно, встановили, що у змінах напруженості геомагнітного поля легко простежується двадцятисемиденна періодичність. Двадцять сім днів – це приблизно час одного обороту Сонця навколо осі по відношенню до Землі для ділянок поверхні Сонця, розташованих недалеко від екватора (чим ближче до полюсів, тим період обігу газових мас фотосфери довше). Нещодавно Е. Р. Мустель і О. Н. Митропольська довели, що з районів великих скупчень факелів йдуть до нас потоки порівняно повільних корпускул, швидкість яких не перевищує декількох сотень кілометрів на секунду. Всі факельні «зерна» викидаю такі потоки. Активність Сонця поширена по всій його поверхні. Групи плям і навколишні їх факельні поля є лише місцями найбільшого посилення процесів. Ось, чому правий був М. В. Ломоносов, який писав про Сонце, що це «киплячий вічно океан». Дихання бур на цьому океані (спалахи, факели), долітає до Землі і відображається на явищах природи.

Ядерні реакції на Сонці

Вже сам факт виникнення при хромосферних спалахах частинок космічного випромінювання свідчить про можливість короткочасних ядерних реакцій, які можуть відбуватися під дією космічних променів навіть у земній атмосфері. До того ж сам – процес стиснення газу при спалаху, може, створювати нагрів його невеликих згустків до температури в 10 – мільйонів градусів. При такій температурі вже можна спостерігати термоядерні реакції, і перш за все, мабуть, реакцію перетворення водню в гелій. Першим продуктом зіткнення двох протонів буде ядро важкого водню – дейтерій. Сам дейтерій при зіткненнях з ядрами гелію розпадається, утворюючи ядра гелію і знову протони…

У звичайних умовах на Сонці ми не можемо спостерігати помітної кількості атомів важкого водню, але під час спалахів поява дейтерію можлива. Правда, обгрунтувати теоретично цей процес вкрай важко зважаючи швидкі зміни температури у спалаху але як би там не було, а останнім часом все ж вдалося в спектрах хромосферних спалахів знайти лінії дейтерію.

Вивчення ядерних реакцій на Сонці ще тільки починається, і можна думати, що в найближчому майбутньому воно дасть цікаві результати. Безсумнівно, що Сонце може і повинно бути для вчених фізичною лабораторією, в якій хоча і не можна ставити експерименти за своїм бажанням, але вони постійно відбуваються завдяки інтенсивній сонячній активності, і насамперед хромосферним спалахам.

Автор: В. Крат.