Поверхность Солнца

Расскажем теперь о том, что нам известно о поверхности Солнца. Еще в середине XVIII ст. великий русский ученый М. В. Ломоносов сумел проникнуть в сущность процессов, происходящих на Солнце. В одном из своих стихотворений он так описывает картину перемещения колоссальных масс раскаленной материи на поверхности Солнца:

Там огненны валы стремятся

И не находят берегов,

Там вихри пламенны крутятся,

Борющись множество веков;

Там камни, как вода, кипят,

Горящи там дожди шумят.

В своем понимании солнечных явлений Ломоносов значительно опередил многих крупнейших иностранных астрономов того времени. Некоторые из этих ученых считали Солнце темным холодным шаром, лишь окруженным горячей светящейся атмосферой.

Изучение солнечной поверхности началось с того времени, когда Галилей, Фабрициус и Шейнер независимо друг от друга открыли на ней темные пятна. В дальнейшем было выяснено, что структура пятна такова: центральная, более темная область – ядро – окружена светлой полутенью, в большинстве случаев неправильной формы.

Оказалось, что пятна – весьма непостоянные образования, исчезающие часто уже через сутки-двое после возникновения; но некоторые из них существуют, непрерывно видоизменяясь, в течение нескольких месяцев. В результате вращения Солнца пятна кажутся перемещающимися по его диску. Тщательными наблюдениями в XIX ст. было установлено, что пятна появляются только в близэкваториальной области Солнца: выше – п/4 рад (45°) гелиографической широты (соответствует географической широте на Земле) они не наблюдаются. При этом пятна избегают также узкой зоны вблизи самого экватора, образуясь главным образом в северном и южном близэкваториальных поясах.

Изучая видимое движение пятен, астрономы пришли к заключению, что положение солнечного экватора не совпадает с эклиптикой, плоскостью, в которой происходит вращение Земли вокруг Солнца; экватор Солнца наклонен почти на 0,127 рад (7°) к эклиптике.

Современные астрономические установки для изучения различных процессов на Солнце – спектрографы, спектрогелиографы и солнечные магнитографы – совершенно не похожи на обычные телескопы астрономов и тем более на первые трубы Галилея. Мощные приборы эти слишком громоздки для того, чтобы их можно было перемещать за Солнцем, и поэтому для отражения солнечного луча используются системы подвижных зеркал – гелиостаты и целостаты.

Целостатное плоское зеркало установлено так, что его ось вращения, параллельная отражающей поверхности зеркала, направлена на полюс мира. С помощью точного часового механизма зеркало вращается в направлении с востока на запад, делая один оборот за 48 часов, то есть его вращение в два раза медленнее вращения Земли относительно Солнца. При таком условии солнечные лучи, упавшие на целостатное зеркало, будут отражаться в неизменном направлении, не смещаясь, и могут быть направлены для исследования в любой прибор. Следует отметить, что в настоящее время обычно строятся солнечные телескопы вертикального типа – так называемые башенные.

Познакомимся с башенным телескопом Крымской астрофизической обсерватории, являющимся одним из наиболее мощных современных солнечных телескопов мира. Отраженный от зеркала целостата солнечный луч, попав на вспомогательное зеркало, направляется вниз и падает на параболическое собирающее зеркало, которое выполняет роль объектива. Отразившись от него вверх, сходящийся пучок попадает на одно из трех добавочных выпуклых зеркал, чтобы, вновь направившись вниз, образовать изображение Солнца того или другого размера. Основными частями спектрографа солнечного телескопа Крымской астрофизической обсерватории являются большая дифракционная решетка, разлагающая белый солнечный свет на различные цвета, два зеркала–коллиматора и камеры с фокусным расстоянием 10 метров. Детальное исследование спектра позволяет оценить не только температуру исследуемого участка, но и скорость турбулентных движений газов, количество атомов, образующих ту или иную линию, и др.

Наиболее замечательным прибором солнечного телескопа является магнитограф, который автоматически записывает напряженность магнитного поля на поверхности Солнца, радиальные скорости различных участков. Впервые примененный на солнечной обсерватории Маунт Вильсон Бэбкоком, он был значительно усовершенствован крымскими астрономами. Еще в прошлом столетии физик Зееман обнаружил, что если источник света поместить в магнитное поле (например, между полюсами электромагнита), то спектральные линии расщепляются на два или три, а сложные линии и на большее число различно поляризованных компонентов. В начале этого столетия астрономы на основе «эффекта Зеемана» стали определять напряженность космических магнитных полей. С использованием современных средств электроники и прежде всего «фотоумножителей», которые с большой точностью регистрируют колебания яркости, был построен магнитограф, автоматически записывающий величину расщепления спектральной линии – т. е. магнитное поле на определенном участке солнечной поверхности.

Астрономы создали приборы для получения солнечных фотографий в свете какой-нибудь линии определенного элемента. Идея спектрогелиографа очень остроумна. Устанавливается диафрагма с одной только щелью, пропускающей линию, скажем, водорода. Подвижная фотографическая пластинка, движущаяся за этой щелью, будет регистрировать лишь условия в водородной оболочке Солнца. Так оказалось возможным получать спектрогелиограммы в линиях водорода, кальция и других элементов.

В 30–х и начале 40–х годов 20 столетия были созданы поляризационно–интерференционные фильтры с узкой полосой пропускания, которую можно было совместить с той или другой линией в спектре Солнца. Используя такие фильтры, астрономы создали хромосферные телескопы, позволяющие регистрировать явления в солнечной хромосфере и в короне (самых верхних слоях атмосферы Солнца) без сложных и громоздких спектрогелиографов.

Сама светящаяся поверхность Солнца – фотосфера (нижний слой солнечной атмосферы) в хороший телескоп при большом увеличении представляется зернообразной; она состоит как бы из отдельных зерен – гранул, плавающих в несколько более темной среде. Гранулы, по-видимому, являются отдельными ячейками в заряженном раскаленном газе Солнца.

Фотографирование поверхности Солнца началось в 70–х годах прошлого века. Уже в 90–х годах прошлого века пулковский астроном А. П. Ганский изучал размеры и продолжительность жизни гранул по замечательным фотографиям, полученным с большим увеличением. В последние годы особенности солнечной грануляции исследовали В. А. Крат и его сотрудники с помощью большого горизонтального солнечного телескопа главной астрономической обсерватории в Пулкове. Им удалось обнаружить гранулы очень небольших размеров – до 1 · 6 · 10-6 рад (0”, 3 секунды дуги), что соответствует на поверхности 220 км. Средние размеры гранул колеблются в пределах 700–1000 км; встречаются и большие гранулы – до 5–10 тыс. км. По спектрам отдельных гранул можно судить о скоростях турбулентных элементов, на которые распадается раскаленная до 6000° С солнечная фотосфера. В 60-х 20 века, астрономы США осуществили удачные подъемы на высоту более 28 км над поверхностью Земли (т. е. в стратосферу) специального телескопа для изучения поверхности Солнца. Эта установка поднималась на воздушном шаре и с помощью автоматических устройств направлялась на Солнце. На фотографиях Солнца, полученных на такой большой высоте, уже почти не сказывается влияние воздушных неоднородностей, которые в обычных условиях обсерватории портят изображения, вызывая дрожание, раскраску изображений и рефракцию. Эти фотографии показали чрезвычайно тонкие детали грануляции и быстрые ее изменения в активных областях, около пятен.

На протяжении последних 100 лет астрономы выяснили, что существуют длительные периоды (иногда продолжающиеся даже больше года), когда пятен на Солнце вообще нет и на солнечном диске видна лишь грануляция, а по краям немногочисленные светлые области факелов . Это периоды минимума солнечной деятельности. Затем число пятен, наблюдаемых на солнечной поверхности, возрастает от месяца к месяцу и достигает максимума через 3–4 года. В это время солнечный диск покрыт многочисленными большими группами пятен. Затем наступает постепенный спад пятнообразовательной активности, обычно более медленный, чем подъем. Через 5–7 лет приходит следующий минимум, однако он не является простым повторением прежнего. Нет строгой периодичности в процессах пятнообразования. Не только промежутки между максимумами или минимумами, но и сама величина максимумов, т. е. степень запятненности, значительно меняется, хотя средняя продолжительность циклов (11, 3 года) очень близка к периоду обращения Юпитера (11, 8 лет) и среднему для всех планет. Попытки найти причину солнечной активности или, как еще говорят, переменности возбужденности Солнца до сих пор не привели к бесспорным результатам. Однако наиболее близким к действительности может быть предположение о влиянии планет на Солнце.

С колебаниями числа пятен изменяются и особенности распределения их на солнечной поверхности. Можно заметить, что циклы пятнообразования несколько отличаются друг от друга.

Несмотря на то, что мы достоверно еще не знаем, почему образуются пятна, с развитием науки, в результате применения не только спектральных методов, но и методов радиоастрономии, природа их выясняется все больше. Еще более 100 лет назад Хэл установил, что в пятнах присутствуют очень сильные магнитные поля, иногда достигающие – 1/? 106 а/м (4000 э). Магнитные поля разной полярности возникают и разрушаются в различных участках солнечной поверхности. Взаимодействие полей в солнечной плазме, движение под действием электромагнитных сил облаков и струй ионизированного (т. е. электрически заряженного) газа и определяют характер процессов в различных уровнях Солнца.

Что же дает анализ спектра Солнца, который, как мы уже говорили, состоит из сплошной цветной полосы, пересеченной темными линиями?

Каждая из темных линий указывает на поглощение какой-нибудь из составных частей света, испускаемого раскаленной поверхностью Солнца – фотосферой, в более холодных слоях газа, лежащих над последней. По этим линиям были определены химические элементы, из которых состоит атмосфера Солнца.

В спектре Солнца при сравнении его со спектрами различных веществ на Земле были обнаружены линии водорода, кальция, железа (около 4000), натрия и многих других элементов.

В атмосфере Солнца каждый газ, например водород, поглощает часть идущих от фотосферы лучей определенной длины волны, вследствие чего в спектре видны темные линии водорода (в красной и в синей части и т. д.). В то же время атомы водорода, поглотавшие излучение Солнца, испускают сами (по закону Кирхгофа) излучение такой же длины волны, но значительно слабее по интенсивности, чем излучение самого Солнца. Если выделить одну из темных линий водорода (кажущуюся темной только вследствие контраста с непрерывным спектром фотосферы), то можно получить фотографию солнечной поверхности в лучах одного лишь водорода. Астрономы и производят такие наблюдения со спектрогелиографами или специальными фильтрами, о которых мы уже упоминали.

Можно фотографировать Солнце и в лучах других элементов. Так, мы можем видеть распределение по поверхности Солнца ярких облаков – флоккулов кальция. Дары кальция, образуя флоккулы, плавают в атмосфере Солнца над фотосферой и в зависимости от своей плотности находятся на различных уровнях (выше или ниже). Для фотографирования их нужно делать снимки в различных частях спектральной линии кальция.

Фотографии Солнца в лучах водорода, кроме ярких и темных флоккулов, показывают еще одно интереснейшее явление – вихревое строение поверхности Солнца около пятен. У одиночных пятен наблюдаются вихри, закручивающиеся как по часовой стрелке, так и в противоположном направлении (в зависимости от того, лежат ли они в северной или южной полусфере Солнца). У групп пятен это вихревое строение более сложно. В некоторых случаях наблюдалось, как такие вихри затягивали в пятно темные флоккулы. Можно провести некоторую аналогию между вихрями на Солнце и циклонами в земной атмосфере.

Детальнейшее исследование спектра пятен позволило выяснить скорости, с которыми перемещаются различные слагающие пятно элементы, и составить схему движений, происходящих в пятне; ядро пятна является центром вихря; на низких уровнях солнечной атмосферы наблюдаются движения по радиальным направлениям от оси вихря. Пятно является, таким образом, местным возмущением, производящим перегруппировку различных слоев в атмосфере Солнца.

Изучая «зеемановское» расщепление линий, астрономы установили, что в области, занятой пятном или группой пятен, образуется сильное магнитное поле. Было найдено, что у наиболее часто встречающегося класса пятен – класса двуполярных групп – есть характерная особенность: если впереди идущее (в направлении вращения Солнца) пятно имеет положительную полярность, то у пятна, идущего сзади, полярность отрицательная.

С началом нового цикла характер магнитной полярности в биполярных группах пятен (таких групп на Солнце большинство) меняется. До 1914 г. в северном полушарии впереди идущее пятно имело южную полярность (S), а заднее – северную (N); в южном полушарии Солнца порядок полярности был обратный (NS). В 1914 г., с новым циклом, порядок полярности переменился; в северном полушарии лидирующие пятна получили северную полярность, в южном – наоборот. В 1923 г. произошла новая смена полярностей. Поэтому полный цикл магнитных превращений на Солнце равен 22–23 годам.

НАУЧНЫЕ РАЗДЕЛЫ