Солнечная система. Солнце

Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние до него по астрономическим меркам невелико: лишь 8 минут идет свет от Солнца до Земли. Но как повезло нам, жителям Земли!

Часть 4. Активные образования в солнечной атмосфере

Солнечные факелы. В невозмущенных областях фотосферы имеется магнитное поле Солнца, напряженность которого около 1 эрстеда. В активных областях напряженность магнитного поля уменьшается. В таких областях образуются более яркие о сравнению с общим фоном образования называемые солнечными факелами. В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков – факельных гранул. Лучше всего факелы видны на лимбе солнечного диска, а ближе к центру не видны вообще. Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факелы горячее соседних областей на 200 – 300 К, а на какой то другой глубине, наоборот она несколько холодней. Возникновение факела связанно с важным свойством магнитного поля – препятствовать движению вещества поперек силовых линий. Если магнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно «допускает» движение вещества только вдоль силовых линий. Слабое магнитное поле в области факела не может остановить сравнительно мощный конвективных движений. Однако, оно может придать им более правильный характер. Обычно помимо общего подъема или опускания вещества в вертикальной плоскости, совершается и небольшие беспорядочные движений в горизонтальной плоскости. Эти движения, приводящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела более слабое напряжение, чем в окружающих областях, что облегчает конвекцию и позволяет газам подниматься на большую высоту и перенести больших поток энергии. Таким образом, появление факела связанно с усилением конвекции, вызванным слабым магнитным полем. Итак, подытожив можно прейти к следующему определению: Солнечные факелы – относительно устойчивые образования, связанные с локальным уменьшением напряженности магнитного поля Солнца и вызванным этим усилением конвекции. Факелы как правило объединяются в факельные поля.

Солнечные пятна. В областях факелов с небольшим усилением магнитного поля могут возникать, так называемы солнечные пятна. Солнечные пятна появляются в виде крошечной поры, едва отличимой от рисунка грануляции (см. ниже). Через 20 – 30 секунд пора развивается в круглое темное пятно с резкой границей диаметр, которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько тысяч километров. У крупных пятен довольно сложная структура. Пятно состоит из центральной части - тени (ядра) и окружающей ее в большинстве случаев более светлой полутени, имеющую волокнистую структуру. Тень пятна в среднем занимает 15% - 25% от его общей площади. В тени пятен, как правило, наблюдаются небольшие яркие точки диаметром 100-150 км. Они существуют до трех часов и значительно горячее остального вещества ядра. В тени среднего по размеру пятна одновременно появляется примерно 20 ярких точек. Они свидетельствуют о неоднородности магнитного поля ядра пятна. Наличие полутени служит признаком большей устойчивости пятна. Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют немногим более одних суток и в течение нескольких часов остаются неизменными. Все явления сопровождаются плавным увеличением напряженности магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед. Центральная часть пятна только кажется черной из-за большей яркости окружающей фотосферы. На самом деле в центре пятна яркость меньше яркости окружающей фотосферы всего лишь в 2 – 3 раза, а яркость полутени составляет примерно три четверти от яркости фотосферы. На основании закона Стефана – Больцмана можно прийти к выводу что температура в пятне примерно на 100 К меньше, чем температура фотосферы. Понижение температуры в пятне объясняется локальным усилением магнитного поля. Как вы уже знаемее оно препятствует движению вещества поперек силовых линий. При усиление поля конвекция замедляется и, следовательно, уменьшается перенос энергии под пятнами. Обычно, пятна возникают по несколько штук и занимают небольшую по площади область, вытянутую вдоль экватора – группа пятен. Два пятна, как правило, появляются на западном и восточном краях активной области, где сильнее других развиваются. Эти пятна будут в группе главными. Их называют ведущим (головным или западным) и ведомым (хвостовым или восточным). К ним примыкают более мелкие пятна. Магнитные поля этих пятен имеют противоположенную полярность. Таково устройство наиболее распространенного типа групп пятен. Вообще группы пятен бывают:

Биполярные – два пятна на западном и восточном краях активной области, где сильнее других развиваются их называют головное хвостовое противоположенной полярности. К ник примыкают более мелкие пятна.
Монополярные – одно главное пятно (или просто одиночное пятно) обладающее либо положительной, либо отрицательной полярностью.
Мультиполярные – группа с более чем двумя главными пятнами.

Грануляция. Визуальные и фотографические наблюдения, выполненные во время особенно хорошего состояния земной атмосферы, позволили обнаружить довольно тонкую структуру фотосферы, представляющую собой светлые образования (гранулы) с темными промежутками. Эту структуру назвали грануляцией. Видимые угловые диаметры гранул составляют примерно 1? дуги, что равняется приблизительно 1 000 км. Каждая отдельная гранула существует порядка 5 – 10 минут, после чего она исчезает , а на ее месте появляется новая. Спектральные линии гранул смещены к фиолетовой области видимого спектра, тогда как у промежутков к красному концу спектра. Согласно эффекту Доплера это означает, что в самой грануле вещество поджимается к поверхности, а в промежутках оно опускается вниз. Таким образом, можно заключить, что грануляция – есть ничто иное как внешнее, видимое проявление конвективных токов. Контраст гранул равен 20 – 30%, что соответствует разнице в температуре, порядка 300 К. Иногда гранулы образуют так называемые скопления гранул. Грануляция одинакова на всех гелиографических широтах. В среднем на всем диске Солнца в один момент можно наблюдать около 2?106. При торможении гранул некая доля их кинетической энергии передается фотосферным слоям, которые приходят в колебательные движения с периодом близким к частоте собственных колебаний фотосферы. Иногда наблюдаются кольцевые гранулы, представляющие собой яркую точку расширяющуюся со средней скоростью 2 км/сек. В кольцо , которое в последствии распадается на отдельные части. Длительность этого процесса около 10 минут. В активных областях фотосферы цепочки ярких гранул образуют волокна фотосферных волокон. В близи пятен гранулы несколько вытягиваются вдоль направления силовых линий магнитного поля. В сильных полях тени пятен видна слабоконтурная (с слабо выраженными границами между гранулами и темными промежутками) с размером ячеек около 300 км и временем жизни каждой ячейки около 30мин. Кроме того, на Солнце выделяется так же и так называемая супергрануляция –конвективные ячейки диаметром 20-30 тыс. км в солнечной фотосфере. В белом свете они практически не видны; выделяются лишь по концентрации спикул и усилению магнитного поля на границах супергранул. Новые солнечные пятна развиваются в местах контакта соседних ячеек супергрануляции. Характерная скорость горизонтального движения газа в супергранулах 0.3-0.4 км/с; вертикальное движение вниз со скоростью 0.1-0.2 км/с наблюдается по границам супергранул. Время жизни отдельной ячейки оценивается в 1-2 суток.

Спикулы - отдельные тонкие (диаметр около 1000 км) столбы светящейся плазмы в хромосфере, видимые при наблюдении Солнца в линиях водорода, гелия и некоторых других элементов, которые наблюдаются на лимбе или около него. Спикулы поднимаются из хромосферы в солнечную корону до высоты 6-10 тыс. км, их диаметр 200-2000км как правило порядка 1000 км в поперечнике и 10000 км в длину, они меняются очень быстро; время их жизни составляет от пяти до десяти минут, Поднимаясь из хромосферы со скоростью около 20 км/с; затем они падают обратно и затухают. На Солнце одновременно существуют сотни тысяч спикул. Распределение спикул на Солнце неравномерно - они концентрируются на границах ячеек супергрануляции. Флоккулы. Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость, причем контраст между возмущенной и не возмущений хромосферой растет с высотой. Эти более яркие области хромосферы называются флоккулами. Увеличение яркости флоккула по сравнению с окружающей невозмущенной хромосферой не дает оснований для определения его температуры, так как в разряженной и весьма прозрачной для непрерывного спектра хромосфере связь между температурой и излучением не подчиняется закону Планка. Повышение яркости флоккула в центральных частях, можно объяснить увеличением плотности вещества в хромосфере в 3 – 5 раза при почти неизменном значении температуры, или лишь слабым ее увеличением.

Хромосферные вспышки. В хромосфере, чаще всего в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярностей сильных магнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности – хромосферные (солнечные) вспышки. Во время этих явлений яркость одного из флоккулов внезапно увеличивается во много раз во всех областях спектра. Затем в течении десятков минут свечение постепенно ослабевает. Внезапное увеличение свечения газов во вспышке так же объясняется увеличением плотности вещества. Однако в отличии от флоккула это увеличение происходит в сотни и даже тысячи раз. Внезапность процесса придает ему характер взрыва. Происходящее во время вспышки сжатие хромосферного вещества, вызываемое давлением магнитных полей, изменяющихся при развитии пятен. Поэтому энергия, излучаемая вспышками, возникает за счет энергии магнитного поля. При внезапном сжатии образуются идущие на встречу друг другу ударные волны. В этих условиях протоны и электроны ускоряются сжимающимся магнитным полем до очень больших энергий, приобретая при этом скорость близкую к световой. Поэтому вспышки сопровождаются увеличением потока космических лучей, образуются частицы (корпускулы) обладающие и меньшими скоростями, главным образом около 1 000 км/сек. Они образуют корпускулярные потоки (излучение). С корпускулярным излучением вспышек еще два важных явления. Во-первых, через несколько минут после вспышки, наблюдается увеличение мощности рентгеновского излучения солнца, особенно у длинны волны в несколько ангстрем. Это рентгеновское излучение возникает главным образом в результате торможения быстрых электронов космических лучей в магнитных полях и в результате столкновений с частицами вещества хромосферы. Во-вторых, вскоре после вспышки наблюдается сильное увеличение мощности солнечного радиоизлучения на некоторой частоте, постепенно уменьшаясь со временем. Причиной этого всплеска радиоизлучения является происходящие с теми же частотами колебания плазмы, вызванное прохождением через нее космических лучей.

Протуберанцы. Активные образования формирующиеся в хромосфере и наблюдаемые в короне в виде «фонтанов» дуг и т.п., представляющие собой облака раскаленного газа светящиеся примерно в тех же спектральных линиях, что и хромосфера. называются протуберанцами. Чаще всего это удлиненные плотные образования, расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск они выглядят как темные, изогнутые волокна. Это наиболее грандиозные образования в солнечной атмосфере их длинна достигает сотен тысяч километров, хотя ширина не превышает 10 000 км. Через протуберанцы происходит обмен вещества между хромосферой и короной. Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связанно с эволюцией групп солнечных пятен. На первых стадиях развития активной области образуются короткоживущие, быстроменяющиеся протуберанцы. Пре более поздних стадиях активной области образуются спокойные протуберанцы, существующие без заметных изменений. Затем наступает стадия активизации протуберанца, проявляющиеся в возникновении сильных движений, выбросов вещества в корону и появлением быстродвижущихся эруптивных протуберанцев.

Корона не однородна. В ее структуре наблюдаются так называемые корональные дыры и корональные конденсации. Корональные конденсации – плазма в областях активной короны, которая примерно в три раза более плотная нежели в окрестных областях. Среди корональных конденсаций выделяют два вида. Постоянные (спокойные). Средняя температура полтора – два миллиона градусов. Количество горячего вещества в короне возрастает после бурных нестационарных процессов, особенно после солнечных вспышек (см. рисунок). На снимках короны с высоким пространственным разрешения корональные конденсации видны в виде совокупности петель, высота которых может достигать 100 000 км (их размеры связанны с размерами связанных с ними групп пятен (см. рисунок). Конденсации существуют порядка нескольких суток. Чем сильнее свечение конденсаций в зеленой корональной линии, тем больше их время жизни. Иногда они переживают соответствующие им пятна. Вещество спокойной короны вне активных областей так же сосредоточенно в менее контрастных петлях. Эти петли являются «сгустками» или, если хотите, «пучками» магнитных силовых линий. Отдельные петли оказываются оторванными друг от друга. Причиной этого является препятствие магнитного поля переносу элементарных частиц и энергии поперек силовых линий. В установившемся стационарном состоянии плотность плазмы в петле оказывается тем большей, чем больше выделяется энергии. Кроме постоянных существуют и спорадические корональные конденсации. Которые много плотнее постоянных и имеют более высокую температуру выше 3 млн. градусов. Они связаны с солнечными вспышками и существуют не более нескольких часов. Спорадические конденсации состоят из ярких корональных петель. В них усилено свечение желтой и зеленой корональных линий, а также рентгеновских лучей. Корональные дыры – области спокойной короны в которых петли отсутствуют. Для корональных дыр характерна открытая магнитная конфигурация с замыканием силовых линий далеко в межпланетном пространстве. Неудерживаемая магнитными силами вещество спокойно истекает в межпланетное пространство. Плотность в этих областях короны уменьшается, и в виду больших энергетических потерь на формирование гозодинамического потока температура оказывается несколько ниже, чем в обычных корональных петлях. Это объясняет пониженную яркость дыр в ренгеновском диапазоне по сравнению со спокойной короной. Они чаще всего наблюдаются вблизи минимума солнечной активности. Затем площадь их уменьшается и к ее максимуму они вовсе исчезают. Именно они являются источником высокоскоростных потоков солнечной плазмы, обнаруженных в солнечном ветре. Активные области – области, в которых наблюдается изменение мощности магнитного поля Солнца и как следствие, усиленное движение газов, изменение характера этих движений. В этих областях возникают пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы и т.п. Активные области излучают больше энергии, больше корпускул, ультрафиолетовых, рентгеновских лучей. В короне активные области связанны с проявлениями активности в нижележащих слоях солнечной атмосферы. В короне наблюдаются корональные конденсации и корональные дыры. Структура короны определяется расположением и движением в ней силовых линий магнитного поля, которое увлекает с собой плазму, образующую структуру короны.

Авторство. Если возникнут вопросы по теме данной статьи, пишите: 660118, Красноярск, ул. Мате-Залка, 6-250, Булдакову Сергею. E-mail: astro@ktk.ru © Булдаков Сергей Вячеславович астроном-любитель г. Красноярск. Написано: 02.12.1999. Редактировано и дополнено 25.11.2004.