Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце
Шрифт:
В 1970-х годах вследствие полетов «Скайлэба» исследования внешней околосолнечной среды были особенно плодотворными. Уже при построении изображения короны в высокоэнергичном диапазоне излучения со спутника ОСО-7 была выявлена ее большая сложность. На рентгеновских фотоснимках были замечены рассеянные по диску яркие точки и темные дыры в короне вместе с протянувшимися высоко в корону арками и петлями магнитного поля. Структура внешней короны действительно определяется магнитным полем, которое формирует потоки плазмы, вытягивающиеся от Солнца в виде щеток, шлемов и напоминающих языки пламени протуберанцев.
Как Секки понял уже в 1875 году, структура короны изменяется с солнечным циклом. К 1896 году К.А.Янг отождествил отличающиеся друг от друга характерные особенности максимального и минимального типов корональной структуры. Во время минимальной фазы, как мы уже отмечали, корона невыразительна. Относительно слабый свет дают структуры плазменных потоков, возникающие на низких широтах (вблизи солнечного экватора), и короткие щеточки. Потоки находятся над активными областями.
В периоды солнечной активности мы видим, что над полюсами
В фантастическом богатстве форм корональной структуры убеждают нас ультрафиолетовые и рентгеновские изображения, вроде тех, что были получены на «Скайлэбе». Как мы уже видели, корона чрезвычайно горяча и по существу прозрачна для излучения в оптической области спектра; во время затмений мы смотрим на корону сбоку. Для того чтобы получить изображение анфас, нужно использовать рентгеновские лучи, так как ободранные до самых нижних электронных оболочек атомы в короне излучают главным образом в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти ободранные атомы, называемые ионами, потеряли свои внешние электронные оболочки в раскаленной среде. Оставшиеся электроны совершают большие скачки между энергетическими уровнями атома, скачки, которые приводят к излучению больших порций энергии, в виде рентгеновских фотонов. Другим существенным фактором является то, что характер рентгеновского излучения весьма чувствительно зависит как от температуры, так и от электронной плотности; из обратного утверждения следует, что, построив изображение короны в рентгеновском диапазоне, мы сможем получить распределения температуры и плотности в короне. Действительно, интенсивность рентгеновского излучения определяется квадратом электронной плотности, тогда как интенсивность белого света зависит от того же количества электронов лишь линейно. Это одна из причин, объясняющих, почему на рентгеновских изображениях видны горячие или плотные области в короне с очень хорошим контрастом.
На рентгеновских фотоснимках солнечной короны большие и яркие области лежат над активными областями в фотосфере. Очевидно, что сильное и сложное магнитное поле определяет также и поток энергии в короне над активной областью. Петли, связывающие области противоположной магнитной полярности, выделяются очень хорошо.
На этих же снимках видны маленькие яркие точки рентгеновского излучения. Сопоставляя рентгеновские фотоснимки и магнитограммы, полученные в одно и то же время, легко заметить, что эти рентгеновские точки связаны с биполярными магнитными областями. Магнитные области, определяющие существование ярких рентгеновских точек, столь компактны, что инструменты сегодняшнего дня не позволяют отделить маленькие компактные петли магнитного поля, заполненные перемещающейся внутри этих петель горячей рентгеновской плазмой, от самых точечных источников. Рентгеновские точки существуют совсем недолго, затухая в течение нескольких часов. Яркие точки должны быть связаны с обычными активными областями, но по какой-то причине они существуют значительно более короткое время. Как и солнечные вспышки, они быстро зажигаются. Но в одном очень важном отношении они отличаются от активных областей; они рассеяны по всему Солнцу, а не ограничены подобно солнечным пятнам приэкваториальной зоной активности. Астрофизики предполагают, что яркие рентгеновские точки вносят существенный вклад в выносимый из Солнца магнитный поток. Вероятно, они выносят столько же магнитного поля, сколько и обычные активные области. Разбросанные подобно драгоценным камням по всему Солнцу, яркие точки столь многочисленны, что, возможно, большая часть солнечного магнетизма сосредоточена именно в них.
Рис. Солнечная корона.
Наиболее интересным открытием, сделанным при исследовании нашей ближайшей звезды с использованием высокоэнергичного спектра излучения, является, вероятно, открытие корональных дыр. Корональные дыры — это области, которые выглядят темными в условном цвете монохроматических рентгеновских фотоснимков, огромные корональные области, которые не излучают никакого рентгеновского излучения. В чем причина этого?
Корональные дыры впервые были обнаружены в начале 1970-х годов, сначала при наблюдениях в ультрафиолетовом диапазоне излучения. Первые ракетные исследования показали, что их название «дыры» противоречит действительности, так как плотность горячего газа в корональной дыре составляет около одной трети от нормальной плотности короны спокойного Солнца. Неверно это и в отношении всего остального: температура дыры примерно лишь в два раза меньше температуры остальной части короны. Переходная зона между хромосферой и короной в области дыры значительно толще. В те времена, когда астрономы могли проводить свои наблюдения лишь с Земли, дыры были хорошо укрыты от их глаз. Наблюдая свет дневной звезды из-под атмосферы, которая поглощает высокоэнергичное излучение,
Рассмотрим теперь несколько детальнее баланс энергии в корональной дыре. Корона — это, вообще говоря, очень разреженный, очень горячий, самый внешний слой солнечной «луковицы». Взаимодействуя с окружающей средой, она передает энергию солнечного излучения в высшей степени холодной Вселенной, температура которой лишь на три градуса выше абсолютного нуля. Тепловая энергия, необходимая для поддержания корональной температуры на двухмиллионной отметке, обеспечивается за счет механических волн, которые, распространяясь из хромосферы в корону, превращаются в ударные и, взаимодействуя друг с другом, рассеиваются в ней. Дополнительный вклад в общий баланс энергии вносят и различные явления, связанные с солнечной активностью. В устойчивом состоянии корона по существу устойчива, и все, что в нее поступает, должно уходить из нее. Возникает проблема: дыры холоднее, почти на миллион градусов холоднее, чем остальная часть короны, так что они не могут излучать так же эффективно, как остальная корона. К тому же более медленное изменение температуры с высотой в переходной зоне означает, что теплопроводность из короны назад в хромосферу значительно отличается от нормальной. Таким образом, корональная дыра на каждом из своих концов, по-видимому, имеет по пробке. Одна из них уменьшает поток тепла, передаваемый за счет теплопроводности из короны в хромосферу, другая — уменьшает скорость, с которой тепло уходит из короны в холодную Вселенную. Тем не менее дыры устойчивы (согласно наблюдениям со «Скайлэба», продолжительность их существования достигала девяти месяцев), так что они должны каким-то образом избавляться от энергии.
Решение проблемы дает дальнейшее рассмотрение влияния открытого или расходящегося магнитного поля на солнечный ветер. В открытых областях, таких, например, как корональные дыры, истечение ветра происходит без каких-либо усилий, потому что ему не нужно увлекать за собой магнитное поле. Избыточная энергия не удерживается вообще: Солнце использует ее для того, чтобы вытолкнуть солнечный ветер из корональных дыр (основного источника ветра) в межпланетное пространство. Между прохождением по диску рентгеновского Солнца корональных дыр и приходом к Земле потоков высокоскоростных частиц в периоды усиления солнечного ветра существует точное соответствие. Ученые, наблюдавшие со «Скайлэба» корональные дыры, установили, что в том случае, когда делается поправка на несколько дней, необходимых для того, чтобы поток частиц в ветре достигал Земли, соответствие между дырами и потоками частиц очень хорошее. Отсюда следует, что дыры определенно оказывают на ветер заметное влияние. Они также косвенно влияют на изменение собственного магнитного поля Земли, а следовательно, имеют для нас на Земле практическое значение.
Вид Солнца со стороны полюсов может быть еще более интересным. В настоящее время мы не можем с легкостью заглянуть на Солнце со стороны его северного или южного полюсов, хотя кое-что восстановить можно, внеся соответствующие геометрические коррективы в вид тех чрезвычайно искаженных перспективой приполярных областей Солнца, которые доступны нашим наблюдениям с Земли. Случается, что дыры существуют и на полюсах. Во время полета «Скайлэба» в 1973 году одну из таких дыр можно было наблюдать в течение восьми месяцев. Она была настолько устойчива, что должна была быть очень эффективным источником солнечного ветра. Радиоастрономы, проводящие наблюдения далеких галактик и квазаров, подтверждают, что с их полюсов дует ветер. Вполне возможно, что этот основной поток с полюсов значительно более впечатляющ, чем та доля солнечного ветра, которую мы в виде экваториального потока и можем лишь измерять с Земли с помощью спутников или космических зондов. Существует интересное предложение послать космический корабль таким образом, чтобы он вышел из плоскости эклиптики и прошел над Солнцем с тем, чтобы посмотреть на один из полюсов. Этот внеэклиптический зонд необходимо, вероятно, направить сначала к гигантской планете Юпитер. Затем, как при игре в гигантский межпланетный биллиард, сильное гравитационное поле Юпитера должно резко развернуть корабль при его сближении с Юпитером и направить вверх от плоскости эклиптики. Тогда астрономы смогут провести прямые измерения плотности и скорости ветра над полюсами.
Солнце и Земля
Очевидно, что для человечества Солнце — небесное тело, оказывающее наибольшее влияние на Землю. В этой главе мы рассмотрим некоторые из путей воздействия излучения и частиц от Солнца на Землю, ее атмосферу и даже на нас.
Тепло и свет от Солнца согревают и освещают космический корабль «Земля», который был бы просто покрытой льдом холодной скалой, если бы его отодвинули от Солнца на расстояние, в десять раз превышающее теперешнее. Кроме этого хорошо знакомого теплового воздействия, Солнце влияет на Землю и другими, более тонкими способами: оно меняет состав и структуру внешних слоев атмосферы, деформирует магнитное поле в окрестности Земли и создает незабываемые картины полярных сияний. Ветвь астрономии, которая пытается понять сложные и многообразные взаимодействия между Землей и Солнцем, мы будем называть солнечно-земной физикой.