Книга: Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце

Поверхность и атмосфера

<<< Назад
Вперед >>>

Поверхность и атмосфера

Видимая поверхность Солнца, фотосфера, находится в состоянии непрерывной активности. Турбулентные движения конвективных ячеек под поверхностью приводят к образованию тонкой структуры солнечной грануляции, описанной в гл. 4. Температура поверхности может быть определена несколькими способами. Например, если для спектрального распределения белого света фотосферы найти с возможно большей точностью соответствующую кривую излучения черного тела, то мы определим чернотельную температуру фотосферы. Она оказывается равной 6000 К. Другой способ заключается в нахождении температуры Солнца исходя из величины излучаемой им энергии. Эта температура оценивается в 5800 К.

Не существует какой-то одной «правильной» солнечной температуры, так как Солнце — сложный объект, в котором температура меняется с высотой над поверхностью. Мы получаем энергию от слоя толщиной около 500 км, температура в котором меняется с глубиной. Излучение центра диска приходит в основном от слоев с температурой газа, равной 6500 К, в то время как за излучение края ответственны более холодные слои. Любой метод определения температуры является компромиссным, но это не так важно, если точно определены его условия.

Резкий край Солнца, о котором мы говорили в гл. 4, возникает следующим образом. Вблизи фотосферы большая часть поглощения видимого света создается особым типом атома водорода. Обычный атом водорода имеет один протон и один обращающийся вокруг него электрон, он устойчив и электрически нейтрален. Иногда атом водорода на время может захватить добавочный электрон, превращаясь в атом водорода с двумя электронами и отрицательным электрическим зарядом. Такая частица называется отрицательным ионом водорода. Это состояние может сохраняться лишь в определенном интервале температур. На Солнце переход от одного состояния к другому происходит быстро, и в результате, когда излучение просачивается вверх, оно внезапно встречает область, в которой поглощающие его ранее ионы водорода практически отсутствуют. Поэтому излучение почти беспрепятственно выходит наружу. Именно внезапность изменений, как уже отмечалось ранее, и приводит к появлению резкого солнечного края.

Желто-белый свет фотосферы обладает плавно меняющимся спектром, в котором отсутствуют линии. Но прежде чем покинуть Солнце окончательно, свет должен пересечь более холодные слои его атмосферы. Внутри этой более холодной зоны свет испытывает поглощение, благодаря которому мы получаем очень ценную информацию относительно атмосферных условий. В старых книгах этот слой иногда называется обращающим.

Хорошо известно, что радуга возникает в результате взаимодействия солнечного света с дождевыми капельками. Научный анализ солнечных радуг начался с Исаака Ньютона, который в 1665 г. разложил свет в цветной спектр при помощи призмы, поставленной на пути узкого светового пучка. Он производил оптический опыт, не ставя перед собой каких-либо астрономических задач. Ньютон обнаружил наличие цветного спектра и тем самым положил начало солнечной спектроскопии. Впервые темные линии в солнечном спектре зарегистрировал в 1802 г. Волластон. Это подтолкнуло других астрономов на спектральные исследования; самым выдающимся был Фраунгофер.

Фраунгофер в процессе детального исследования ввел для основных темных линий в интервале от красной до сине-фиолетовой части спектра буквенные обозначения, тем самым впервые введя некоторую систему в изучение спектра. До сих пор для некоторых линий используются его буквенные обозначения (например, D-линия натрия). Линии поглощения оказались очень полезными для физиков, когда Кирхгоф и Бунзен (тот самый, кто изобрел бунзеновскую горелку) стали сопоставлять структуру линий поглощения с яркими эмиссионными линейчатыми спектрами атомов горячих газов, полученными в лаборатории. Тем самым они начали систематическое изучение атомной физики. Они первыми приступили к выяснению состава внешних слоев солнечной атмосферы.

Темные линии возникают из-за поглощения атомами света. Когда «чистый» свет фотосферы встречается с холодными атомами, последние поглощают излучение на вполне определенных длинах волн, в точности соответствующих тем энергиям, которые необходимы для перевода электрона атома из одного энергетического состояния в другое. Когда электрон возвращается обратно, он снова излучает такую же энергию, но уже в совершенно случайном направлении. Поэтому вдоль определенного направления на длинах волн, соответствующих данным атомным переходам, яркость излучения уменьшится. Каждый элемент имеет свою характерную совокупность линий поглощения, поскольку уровни энергии электронов у каждого элемента разные. Поэтому атомный спектр каждого элемента уникален, и это дает возможность определить, присутствует ли данный элемент во внешних слоях звезды.

На Солнце большая часть поглощения в спектре создается в слое толщиной 500 км. Этот слой неоднороден. Хотя в его самых нижних слоях уже имеет место небольшое поглощение, но в то же время еще продолжается процесс фотосферной эмиссии. Постепенно положение меняется, поскольку с ростом высоты температура уменьшается. Вблизи верхней границы слоя имеет место только поглощение.

Спектроскопические исследования позволили астрономам выяснить состав, структуру и поле скоростей атмосферы Солнца. Состав атмосферы был определен путем сопоставления совокупности линий в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Около шестидесяти из девяноста двух встречающихся в природе элементов определенно обнаружены в атмосфере Солнца. На основании химического анализа метеоритов можно предположить, что в ней присутствуют еще двадцать элементов. Однако их присутствие не приводит к появлению обнаружимых линий либо потому, что содержание этих элементов весьма незначительно, либо их атомная структура такова, что при солнечной температуре не возникают подходящие переходы. Среди отсутствующих элементов периодической таблицы имеется группа связанных между собой элементов, известных как актиниды. Эти чрезвычайно радиоактивные элементы (полоний, астатин, радон, франсий, актиний и протоактиний) возникают при радиоактивном распаде более долгоживущих элементов урана и тория. Поэтому их отсутствие не удивительно. Некоторые элементы обнаружены не в атомной, а в молекулярной форме. Так, присутствие элемента фтора определяется из молекулярных переходов фтористого магния и фтористого стронция.

Одним из самых удивительных результатов ранней солнечной спектроскопии было открытие совершенно нового элемента— гелия, самого легкого газа после водорода. Гелий был обнаружен английским ученым Норманом Локьером во время затмения 1868 г. и только спустя четверть века смог быть исследован в лабораторных условиях. Определение истинного количества гелия в солнечной атмосфере — задача чрезвычайно трудная, так как линии гелия очень слабы. Гелий возбуждается лишь при температурах намного более высоких, чем на Солнце. Но определенно можно сказать, что гелий — наиболее распространенный элемент на Солнце после водорода. Считается, что общая масса гелия составляет от 15 до 35% массы атмосферы, причем разумное компромиссное значение равно 25%. Обычно при расчетах принимают, что водород и гелий составляют примерно 3/4 и 1/4 общей массы атмосферы соответственно. Все другие элементы, вместе взятые, составляют только 1,3—1,8% массы атмосферы, и все же именно они ответственны за появление свыше 20 000 фраунгоферовых линий (это не означает, что все они были открыты Фраунгофером, заслуга эта главным образом принадлежит Роулэнду). Железо, существующее на Солнце в виде нескольких различных атомных структур, образует несколько тысяч линий. Даже те элементы, относительное содержание (т.е. содержание относительно водорода) которых равно или меньше 10-9, вполне могут быть выявлены спектральным анализом.

Определение относительного состава различных элементов в атмосферах звезд по фраунгоферовым линиям поглощения требует чрезвычайной точности. Для этого надо, чтобы спектральный материал был самого высокого качества, причем очень важно, чтобы спектр на пластинке был достаточно растянут (то есть получен с большой дисперсией); в этом случае последующие измерения можно проводить с большей точностью. Затем спектральная информация переводится в графическую форму или форму, удобную для вычислительной машины. Такой перевод осуществляется путем измерения меняющейся интенсивности узкого пучка света лазера, падающего на передвигаемую с постоянной скоростью поперек луча фотопластинку. Для каждого элемента строятся профили линий, то есть кривые зависимости интенсивности от длины волны в окрестностях данной линии. Солнечные линии водорода имеют глубокий и широкий профиль, в то время как многочисленные линии железа — узкие и мелкие. Получить из таких профилей количественную информацию — целое искусство.

Легкость образования спектральной линии для разных элементов различна. Профиль линии, который можно рассматривать как основной источник информации о содержании элемента, является функцией относительного содержания, температуры, давления и атомных параметров. Влияние электронных энергетических уровней можно рассчитать или определить путем лабораторных наблюдений. По существу, здесь учитывается тот очевидный факт, что в атомах некоторых элементов (например, натрия, кальция и железа) внешние электроны организованы так, что поглощение происходит с большой вероятностью, тогда как другие атомы (классический пример — гелий) поглощают плохо. После того как влияние атомной структуры учтено, можно обратиться к нахождению температуры и относительного содержания. Температуру можно определить без особого труда. Ведь, в конце концов, она одинакова для всех элементов. Тогда из основных неизвестных параметров останется только относительное содержание.

Солнечные и звездные спектроскописты все еще вынуждены проделывать различные манипуляции с огромным числом переменных. Большая часть информации для звезд получена путем детального анализа профилей линий. Для Солнца вместо такой сложной процедуры используется модель атмосферы. По существу, построение модели представляет собой моделирование солнечной атмосферы при помощи вычислительной машины, которая решает уравнения переноса излучения во внешнем более холодном слое солнечной атмосферы. Для различных физических условий могут быть построены обобщенные профили линий. Относительное содержание элементов определяется путем сопоставления расчетных и наблюдаемых профилей. Модель стандартной солнечной атмосферы сейчас широко используется при расчетах на электронно-вычислительных машинах, но в звездной астрономии эта методика пока не очень развита.

Общий химический состав атмосферы нашего Солнца подобен составу большинства других звезд, образованных в последние несколько миллиардов лет. По сравнению с очень старыми звездами они содержат в несколько десятков раз больше элементов тяжелее водорода и гелия. Это согласуется с общим представлением о редкой встречаемости тяжелых элементов в ранний период эволюции Вселенной. Впервые большое количество тяжелых элементов появилось в результате ядерных реакций во время взрывов звезд и, может быть, галактик. В период образования Солнца межзвездная среда уже была обогащена тяжелыми элементами, образовавшимися при взрывах первых поколений звезд.

За небольшими исключениями, состав тяжелых элементов в атмосфере Солнца такой же, как у газового облака, из которого оно образовалось. Солнце само не производит тяжелые элементы для обогащения своей атмосферы. (Я не рассматриваю здесь вопрос о возможности загрязнения атмосферы Солнца гелием солнечного ядра в результате процесса перемешивания. Во всяком случае, Солнце не вырабатывает элементов тяжелее гелия.) Земля и другие планеты конденсировались из того же вещества, что и Солнце, поэтому солнечная спектроскопия информирует нас также о химическом составе вещества, из которого образовалась Земля.

Солнечная атмосфера содержит небольшие количества лития и бериллия, двух самых легких (после водорода и гелия) элементов. Этот факт требует объяснения, поскольку указанные элементы уничтожаются при ядерных реакциях. Уже при температурах в 1 млн. градусов ядра этих элементов захватывают сталкивающиеся с ними протоны и затем делятся на ядра гелия. Литий и бериллий должны были сгореть на первых стадиях существования прото-Солнца. Конечно, можно предположить, что атмосферные слои никогда не перемешивались достаточно эффективно с несколько более глубокими слоями, температура которых превышает 1 млн. градусов. Однако такое предположение трудно согласуется с турбулентностью внешних слоев. Наблюдения при помощи орбитальной солнечной обсерватории (OSO-7) в конце 1972 г. указали на возможность другого, более любопытного объяснения.

Гамма-детектор, установленный на этом спутнике, зарегистрировал в гамма-спектре две сильные линии. Одна из этих линий может быть обязана процессу аннигиляций электрона и позитрона, при котором образуются два фотона с одинаковой энергией. Другая линия, соответствующая большей энергии излучения, может быть связана с процессом синтеза протона и нейтрона, при котором образуется дейтрон. Обнаружение этих линий показало, что в солнечных областях большой активности имеют место ядерные реакции (другими словами, уничтожение электронов и синтез протон-нейтронных пар). Поэтому наличие лития и бериллия на Солнце может вполне объясняться ядерными реакциями в атмосфере. Эти элементы могут образоваться в возмущенных и вспышечных областях, где протоны ускоряются до высоких энергий. В некоторых редко встречающихся звездах (но не на Солнце) спектроскописты обнаружили линии, которые выдают присутствие технеция, радиоактивного вещества с периодом полураспада около 200 тыс. лет. Он также, должно быть, образован в результате ядерных реакций в атмосферах звезд.

Фраунгоферовы линии несут еще и другую информацию помимо сведений о присутствии и относительном содержании химических элементов. Точное положение линии в спектре (точная длина волны) и ширина профиля зависят от магнитного поля, газового давления и скорости вдоль луча зрения наблюдателя. Влияние скорости приводит к хорошо известному эффекту Доплера: если источник поглощения движется по направлению к нам, линия сдвигается в сторону более коротких длин волн, то есть в синюю сторону; и наоборот, при движении источника от нас линия перемещается к более длинным волнам, то есть в красную сторону. Величина смещения пропорциональна скорости (для скоростей, намного меньших скорости света).

Измерения доплеровского смещения могут быть использованы для нахождения скорости вращения Солнца. Солнце не вращается жестко, как Земля. Полностью состоящее из газа, оно на экваторе вращается быстрее, чем на полюсе. Измерения доплеровского смещения показывают, что Солнце совершает полный оборот на полюсах примерно за 37 дней. Чем ближе к экватору, тем газ движется быстрее, и полный оборот на экваторе совершается примерно за 26 дней. Я привел значения периодов вращения относительно удаленных звезд. Мы на Земле измеряем другие скорости вращения, так как наша планета вращается вокруг Солнца в том же направлении, что и само Солнце. Поэтому измеряемые нами периоды вращения Солнца относительно Земли меняются от 40 дней на полюсе до 27 дней на экваторе. Если сравнить эти значения с приводимыми в других источниках, то они могут показаться несколько завышенными. Большинство авторов приводят значения периодов вращения, основанные на измерениях движений солнечных пятен. Как мы увидим выше, в пятнах огромную роль играет магнитное поле, поэтому они не могут служить надежным индикатором «реального» периода вращения. Если Солнце действительно имеет быстро вращающееся ядро, то магнитное поле и солнечные пятна будут двигаться быстрее.

В результате спектроскопического изучения скоростей в 1960 г. было сделано еще одно важное открытие. Было обнаружено, что солнечная атмосфера «дышит» с хорошо выраженным средним периодом, равным 5 мин. Скорости, связанные с этим колебанием атмосферы, составляют около 0,5 км/с (больше 1500 км/час). Сразу же под конвективной зоной газ периодически поднимается и опускается, проходя за каждый период вертикальное расстояние, примерно равное 50 км. Что за погода была бы на Земле, если бы ее атмосфера совершала также прыжки каждые 5 минут! Слой атмосферы над конвективной зоной обладает собственной резонансной частотой для звуковых волн, подобно органной трубе. Было высказано предположение, что волны давления, или звуковые волны, образуются в конвективной зоне на определенных частотах, совпадающих с резонансными частотами слоев, лежащих сразу же под фотосферой. Таким образом, волны раскачивают фотосферу, заставляя ее то подниматься, то опускаться.

Я уже рассказывал о колебаниях, обнаруженных Генри Хиллом. Эти колебания проникают к самому центру Солнца. С другой стороны, пятиминутные колебания являются резонансными для внешних слоев. Сопоставление этих двух типов колебаний дает астрономам еще один способ заглянуть внутрь Солнца.

Исследование фотосферы и других слоев атмосферы Солнца может проводиться чрезвычайно эффективно при помощи узкополосных фильтров. Эти фильтры пропускают без заметного поглощения излучение в очень узком интервале длин волн, центрированном на определенной спектральной линии. Тем самым они выделяют излучение, посылаемое каким-нибудь одним элементом. Для выделения узкой спектральной полосы в этих фильтрах используется эффект интерференции. Фильтр такого типа представляет собой диагностический инструмент большой важности. Поскольку температура в атмосфере меняется с высотой, то на разных уровнях основными источниками линий поглощения (и иногда линий излучения) будут различные элементы. Поэтому можно изучать излучение определенных слоев. Таким образом, можно сбрасывать «маски» с Солнца.

Посмотрим, как можно, например, выделить хромосферу. Розовый свет этого слоя, хорошо видимый невооруженным глазом только во время затмений, создается главным образом излучением первой спектральной линии бальмеровской серии водорода. Эта линия имеет длину волны ? 656,3 нм. Фильтр, прозрачный только в интервале 656,25—656,35 им, выделит эту линию. В фотосфере она одна из самых темных, с чрезвычайно сильным поглощением, поэтому фотосфера через фильтр совсем не видна. Пройдет только свет, излучаемый водородом в хромосфере. Таким путем мы можем получить фотоснимки этого слоя, несмотря на то что простым глазом он виден только во время затмения. Кроме водородной линии часто для исследований структуры и активности хромосферы используют линию ионизованного кальция  ? 393,4 нм.

Структура яркости хромосферы, видимая через фильтры, называется хромосферной сеткой. Она соответствует очертаниям глубоко расположенных конвективных ячеек, называемых также супергрануляционными. Сетка совпадает с областями усиленного магнитного поля. Подобно очертаниям земных облаков, сетка непрерывно меняется, характерное время ее жизни около одного дня.


Рис. На снимке в крыле H?-линии водорода (636,30 + 0.08 нм) хорошо видны спикулы по краям ячеек супергрануляции. Маленькие яркие пятнышки — Основания спикульных «розеток» в фотосфере. На переднем плане в центре — небольшая активная область. Темные точки соответствуют поглощению в вершинах петель. (Обсерватория Сакраменто-Пик, США.)

Если же мы будем рассматривать солнечный диск в красном свете линии водорода или в синей линии ионизованного кальция, то при замене фильтров мы можем увидеть также и фотосферную сетку. Она совпадает с крупномасштабной структурой хромосферы. На фотоснимках, полученных через фильтры с высоким пространственным разрешением, видна очень разнообразная и все время изменяющаяся структура — видны поры, волосики и бородавки солнечной кожи. Множество тонких темных линий, похожих на листочки травы, образуют на поверхности завитки и кружки. На солнечном диске они выглядят темными, а на краю Солнца на фоне темного неба — светлыми. Солнечники пользуются разными названиями для описания явлений солнечной дерматологии. Темные линии называются фибриллами или волоконцами, а их яркие двойники на лимбе — спикулами. Спикулы расположены в нижней хромосфере главным образом на границе супергранул. Внешне спикулы похожи на струи, пламя или горящую изгородь. Каждая спикула живет от 2 до 10 мин, затем на ее месте появляется новая. На «Скайлэбе» было получено много тысяч фотоснимков спикул и сеточной структуры верхней хромосферы. Этот верхний хромосферный слой имеет температуру около 70 000 К. В него вкраплены ощетинившиеся ряды спикул, высота которых над поверхностью достигает 25 000 км. На снимках в ультрафиолете, полученных на «Скайлэбе», на солнечной полярной шапке видны гигантские спикулы высотой 40 000 км и шириной, в два раза превышающей размеры Земли. Эти спикулы существовали около часа. Они являются одним из проявлений вспененной структуры хромосферы, из которой вещество может выплескиваться со скоростями, превышающими 150 км/с.

Теперь я хочу описать невидимую составляющую атмосферы — солнечное магнитное поле. Магнитное поле Солнца измеряет особый прибор, называемый магнитографом. Физический принцип, положенный в основу этого прибора, связан с возмущением электронной структуры атома магнитным полем. В результате энергетические уровни атомов расщепляются, образуя тонкую структуру. На спектре отдельные линии видны расщепленными на отдельные близко расположенные составляющие. Кроме того, излучение расщепленных линий поляризовано. Путем определенной комбинации фильтров поляризованные линии могут быть выделены, а их относительные интенсивности измерены. В результате могут быть определены напряженность и направление магнитного поля. В настоящее время такие измерения проводятся систематически при помощи магнитографов, а измеряемые параметры магнитного поля представляются либо в виде электронных сигналов, либо изображений на фотопленке или на экранах телевизионных трубок и мониторов.


Рис. На магнитограмме, полученной с помощью солнечного телескопа Мак-Мас, видны области положительной (белые) и отрицательной (темные) полярности магнитного поля. Видна большая группа солнечных пятен (справа внизу), близкая к распаду. Сильное магнитное поле на поверхности связано с активными областями на Солнце; это области, в которых сильное магнитное поле из недр Солнца проникает на поверхность. (Национальная обсерватория Китт-Пик, США.)

Солнечное магнитное поле имеет очень сложную структуру. На Земле ситуация относительно проста: наша планета имеет постоянное магнитное поле, являющееся дипольным (как у магнитного бруска) с двумя магнитными полюсами. Магнитное поле Земли постепенно меняет свое направление, и за несколько сотен тысяч лет сменит его на обратное. Но день ото дня или даже на протяжении годов ничего особенного не происходит. Геофизики полагают, что магнитное поле Земли генерируется механизмом типа динамо в жидком металлическом ядре Земли. Поле Солнца имеет сложную структуру и меняется непрерывно. Более того, магнитное поле Солнца примерно каждые 11 лет «переворачивается», что является одним из проявлений почти регулярного цикличного характера изменений на Солнце.

Если уйти очень далеко от Солнца и измерить его магнитное поле таким способом, каким мы обычно это делаем для звезды, результат будет очень разочаровывающим. Напряженность магнитного поля будет редко превышать 1 Гс, что примерно в 10 раз больше, чем среднее поле Земли, и сравнимо с напряженностью очень дешевого игрушечного магнита. У других звезд, например у белых карликов, очень сильное магнитное поле, в несколько тысяч гаусс. А у нейтринной звезды или пульсара поверхностное магнитное поле достигает миллиарда гаусс. Очевидно, дневная звезда мало что может предложить изучающему звездный магнетизм.

Но давайте придвинемся ближе, чтобы увидеть отчетливо диск, затем крупномасштабную структуру. В полярных областях (гелиофизическая широта более 60°) существует отчетливо выраженная структура радиального относительно поверхности магнитного поля. Это поле меняется, но медленно, характерное время изменений составляет несколько лет. Оно состоит из множества маленьких магнитных элементов, и поэтому его нельзя считать общим магнитным полем.

При помощи «Скайлэба» мы смогли получить наглядное представление о структуре магнитного поля в полярных областях. Фотографии Солнца, полученные из космоса в ультрафиолетовой области спектра, выявили ажурную структуру силовых линий, на существование которой затменные фотографии давали только слабый намек. В полярных областях силовые линии открыты и простираются в космическое пространство, и поэтому вещество легко может улететь наружу. Это область макроспикул, представляющих собой вытянутые вертикально структуры огромного объема. Свободный поток вещества вызывает появление грациозных корональных лучей, связанных с яркими корональными пятнами.

Наблюдения магнитного поля с высоким пространственным разрешением отчетливо выявили огромное число беспорядочно распределенных узелков с напряженностью магнитного поля, равной 1000 Гс и более. Полярности магнитного поля у различных узелков могут быть разными, и поэтому при усреднении магнитные поля почти вычитаются, что приводит к значению напряженности общего магнитного поля около 1 Гс.


Рис. Солнце — это звезда с переменным магнитным полем.

 Данные указывают на существование крупномасштабной структуры магнитного поля в фотосфере, но она опять же состоит из более мелких элементов. Магнитное поле вытягивается далеко в пространство, образуя секторную структуру межпланетного магнитного поля. В каждом секторе доминирует одна полярность; полярности в соседних секторах различны. Эти секторы могут быть прослежены вплоть до солнечной поверхности.

Наблюдения с высоким пространственным разрешением, по-видимому, покажут, что большая часть магнитного потока в фотосфере концентрируется в ярких факельных точках, так называемых филигри, действительно образующих филигранную структуру. Эти яркие точки, подобно спикулам и волокнам, скапливаются на границах супергрануляционных ячеек. Напряженность магнитного поля внутри малых магнитных элементов, поперечный размер которых составляет 200—300 км, около 1000 Гс. Большая часть магнитного потока сосредоточена в таких ячейках.

Самые высокие значения напряженности магнитного поля, равные нескольким тысячам гаусс, наблюдаются в солнечных пятнах и в областях бурной активности. О наличии пятен на Солнце знали уже с античных времен, хотя последователи Аристотеля отказывались верить в их реальность. Из многих совершенно независимых источников древнего Востока мы знаем, что ученые проводили тщательные наблюдения солнечных пятен за сотни лет до изобретения телескопа. Они образно сравнивали их со сливами, воронами. При прозрачной земной атмосфере большие пятна нетрудно увидеть на Солнце, когда оно близко к горизонту. Однако последователи Аристотеля избегали таких наблюдений. Для них небесные объекты представляли собой верх совершенства. Поэтому Солнце — не просто сфера, а идеальная сфера и, следовательно, ни в коем случае не может быть обезображено уродливыми черными пятнами.

Эти догмы, перенесенные в европейскую мысль трудами Фомы Аквинского, чрезвычайно осложняли жизнь Галилея. Баварец Кристоф Шайнер изготовил несколько небольших телескопов и использовал их для наблюдения Солнца, спроектировав его изображение на экран. После семи месяцев наблюдений он пришел к выводу, что на сверкающем изображении Солнца видны пятна. Еще несколько человек увидели пятна на изображении Солнца, поэтому их нельзя было считать результатом оптического обмана. Пятна имели одинаковый вид при использовании различных телескопов и, следовательно, появились не из-за несовершенства линз. Шайнер исключил также влияние высоких облаков, поскольку положение пятен на Солнце не менялось при наблюдениях из различных мест. Нет, решил Шайнер, эти пятна или на Солнце, или очень близко от Солнца. В конце концов, он пришел к выводу, что это планеты или что-то подобное им и что они обращаются над диском Солнца. Он просто не мог допустить в соответствии с традиционными философскими воззрениями, что Солнце может оказаться нечистым.

Галилей услышал об открытиях Шайнера и принялся за работу. У него не было иллюзий относительно Солнца, которое он отнюдь не считал совершенным. Будучи достаточно ловким политиком, Галилей объявил о своем приоритете на открытие, утверждая, что он наблюдал солнечные пятна значительно дольше года. Но как бы там ни было, он действительно зарисовывал и регистрировал солнечные пятна и сделал много важных открытий. Он обнаружил, что они рождаются и умирают, меняют размер. Наблюдая пятна вблизи лимба, он обратил внимание на изменения формы, вызванные эффектом перспективного сокращения на сфере. Галилей был уверен, что пятна расположены на Солнце и что Солнце является сферическим телом. Однако критика Галилеем работы Шайнера привела к тому, что последний обиделся и позднее плел против него интриги.

Темная центральная часть большого солнечного пятна называется тенью, окружающая тень волокнистая серая область пятна — полутенью. Но пятна только кажутся темными, поскольку они погружены в яркую фотосферу. Если бы пятно можно было рассматривать отдельно, то мы бы увидели, что оно светится сильнее, чем электрическая дуга, так как его температура равна 4000 К, то есть примерно на 2000 К меньше температуры фотосферы. Солнечное пятно средних размеров на фоне темного неба казалось бы таким же ярким, как Луна в полнолуние.

Вильям Гершель полагал, что солнечные пятна представляют собой реальные дыры в горящей атмосфере Солнца. Темная центральная часть пятна, тень, по его мнению, — обитаемая планета, расположенная под солнечной огненной поверхностью. Вот что Гершель писал относительно обитаемости дневной звезды в 1795 году: «Солнце, по-видимому, не что иное, как самая заметная большая и светлая планета, очевидно первая среди всех остальных; говоря строже, единственная главная планета, все остальные на самом деле по сравнению с ней второстепенны. Она похожа на другие планеты Солнечной системы своей твердостью, атмосферой, разнообразием форм поверхности, вращением вокруг собственной оси, тем, что на нее падают тяжелые тела. Это заставляет нас предположить, что, по всей вероятности, она, так же как и другие планеты, населена существами, чьи органы приспособились к особым условиям этой огромной планеты».

То, что пятна представляют собой углубления на поверхности Солнца, было установлено больше двадцати лет тому назад благодаря исследованиям Вилсона. Он наблюдал постепенное изменение формы симметричного пятна при его приближении к краю Солнца. Вблизи края исчезает темная тень пятна. На основании наблюдений был сделан вывод, что пятно представляет собой углубление в форме воронки. Расчеты показали, что тень пятна в среднем лежит ниже уровня фотосферы на 700 км.


Рис. Группа пятен.

Темная область тени покрывает примерно 1/5 площади пятна средних размеров. Внутри тени заметна активность. Так, при самых хороших условиях наблюдений можно обнаружить яркие точки внутри тени диаметром обычно около 100 км. Они живут всего несколько минут. Наблюдаются не очень сильные всплески яркости, возможно связанные с наличием магнитогидродинамических волн в нижних слоях тени. Пятно может также действовать как резонансная полость; об этом свидетельствуют обнаруженные в тени колебания.

Серая полутень кажется состоящей из радиальной сетки ярких волокон, видимых на темном фоне. Такая структура видна даже при помощи небольшого телескопа. Попробуйте проследить развитие солнечных пятен в течение нескольких последовательных дней, пользуясь методом проекции, о котором говорилось выше.

Именно изучение солнечных пятен выявило тот факт, что Солнце на экваторе вращается быстрее, чем на полюсах. Если вы обнаружили исчезновение солнечных пятен за краем диска, то примерно через 14 дней вы сможете их снова увидеть на противоположном краю. Средний период вращения солнечных пятен, наблюдаемый с Земли, составляет 27,28 дня, причем на экваторе пятна движутся немного быстрее среднего, а на широтах в 40° немного медленнее.

Как возникают солнечные пятна, откуда они берутся? На такой вопрос с физической точки зрения не так просто ответить. Мы рассмотрим эту проблему в следующей главе. Здесь же опишем кратко, как выглядит развитие группы солнечных пятен на поверхности Солнца. В возмущенной области фотосферы появляются темные поры. Процесс возникновения пор занимает около часа, и они исчезают примерно через день, если не разовьются в настоящие пятна. Никто пока не знает, почему поры появляются, где и когда они образовались. Поры или маленькие пятна обычно (но не всегда) превращаются в пару солнечных пятен. Вначале эти пары располагаются параллельно солнечному экватору. Ведущее, или головное, пятно обычно более компактно и движется немного быстрее, чем хвостовое пятно. Часто в промежутке между двумя основными пятнами появляются маленькие пятна. Если это произойдет, то хвостовое пятно может исчезнуть, остается только лидер (головное пятно), медленно уменьшающееся в размерах. Пятна могут иметь различные формы и размеры. Большинство пятен больше Земли; редко, может быть раз в 10 лет, а то и того реже, большая и сложная группа распространяется на одну пятую часть диска. Пятна, размер которых больше 40 000 км, можно увидеть невооруженным глазом, когда Солнце очень близко к горизонту (правда, это не совсем безопасно). Время жизни группы солнечных пятен — от нескольких дней до многих месяцев. В 1946—1947 гг. наблюдались самые большие пятна со времени изобретения телескопа; площадь одного из этих гигантов составляла 1010 км2.

С солнечными пятнами связано другое образование на поверхности Солнца — факелы. Факелы имеют вид областей, яркость которых выше яркости обычной фотосферы. Яркие, с хорошо развитой структурой факелы часто окружают солнечные пятна. Использование узкополосных фильтров позволяет получить фотоснимки, на которых видны только факелы без фотосферы. Структуру фотосферных факелов можно проследить на всех уровнях солнечной атмосферы, но с увеличением высоты факелы расплываются, становясь более диффузными. На фотографиях факелы лучше видны вблизи лимба, где перспектива подчеркивает контраст. Время жизни факелов короче, чем пятен, и составляет в среднем несколько часов.


Рис. Факелы на Солнце.

Космическая астрономия дала новые ценные сведения о солнечных пятнах и связанных с ними явлениях атмосферы. Одним из результатов является обнаружение прямого влияния солнечных пятен на атмосферу Солнца вплоть до короны. На фотоснимках, полученных в космосе, видны арочные структуры, расположенные между пятнами, температура которых, равная примерно 300 000 К, намного меньше температуры чрезвычайно горячей короны (2?106 К). Благодаря такой низкой температуре они и видны на фоне прозрачной короны.

В фотосфере и под фотосферой происходит так много разнообразных физических процессов, что пройдет еще немало времени, пока мы полностью в них разберемся. Физики и астрономы являются ежедневными свидетелями происходящей здесь зачаровывающей борьбы между силами давления горячего газа и запутанными магнитными полями, в то время как солнечное излучение прокладывает себе путь к остальной Вселенной. Плазма с температурой в сотни тысяч градусов взлетает вверх или скользит вниз из короны. Темные пятна рождаются и умирают. Это настоящий рай для физиков: они могут следить, как силы природы стараются переиграть друг друга в битве, которая должна длиться 10 млрд. лет, в битве, в которой победить может только гравитация.

<<< Назад
Вперед >>>

Генерация: 5.191. Запросов К БД/Cache: 3 / 0
Вверх Вниз