Магнитные явления на Солнце

За последние годы теория строения Солнца и явлений на нем сильно продвинулась вперед. В частности, на основе лабораторных опытов с плазмой пришли к выводу о том, что магнитные поля на Солнце играют очень большую роль в наблюдаемых на нем явлениях.

Ядерные реакции происходят в ядре Солнца, где температура достаточно высока — 16 млн. градусов. Радиус этой зоны, где вырабатывается энергия при ядерных реакциях, составляет, по-видимому, около 200000 км. С удалением от центра Солнца температура падает быстро — на 20° на каждый километр. В этой области происходит перенос лучистой энергии излучением. Не доходя одной десятой по радиусу до фотосферы, температура падает медленнее, и в переносе энергии в ней принимает участие конвекция в виде вертикального подъема горячих газов и опускания холодных газов. Происходит перемешивание вещества, которое, однако, неравномерно по разным направлениям.

В фотосфере водородные атомы в основной своей массе нейтральны, в хромосфере, являющейся переходным слоем, они ионизуются и в короне наступает полная ионизация. Толщина фотосферы только 200— 300 км, т. е. около 1/300 радиуса Солнца. Таким образом атмосфера Солнца состоит из плазмы — смеси ионов и свободных электронов. Хромосфера, в сотни тысяч раз менее плотная, чем фотосфера, переходит в корону. За счет облучения энергией, испускаемой фотосферой, при ее температуре в 6000° термометр в хромосфере показал бы 5000°, а в короне еще меньше. Частицы разреженного газа хромосферы и короны налетали бы на термометр так редко, что не могли бы его нагреть. Однако скорости движения частиц в хромосфере и короне очень велики. Известно, что температуру газа можно измерять кинетической энергией его частиц. Это так называемая кинетическая температура. В фотосфере температуры излучения и кинетическая соответствуют друг другу, а в хромосфере и короне различаются резко — в хромосфере кинетическая температура составляет десятки тысяч градусов, а в короне — около миллиона градусов.

«Нагревание» хромосферы происходит за счет энергии распространяющихся в ней волн, порождаемых движением гранул в фотосфере. В короне, простирающейся на расстояние до 10 радиусов Солнца, число атомов в 1 см³ в 100 миллиардов раз меньше, чем число молекул в 1 см³ воздуха у поверхности Земли. При такой же плотности, как воздух, вещества в короне хватило бы на слой, окружающий Солнце при толщине всего в несколько миллиметров. В ней возникает основное радиоизлучение Солнца. С такой же интенсивностью, как корона, нагретое тело такого же размера излучало бы при температуре в миллион градусов, а такой кинетической температуры требуют, как мы видели, и наблюдаемые в спектре короны яркие линии многократно ионизованных металлов.

Изучение взаимодействия магнитного поля и плазмы показало, что на плазму в целом движение вдоль силовых линий магнитного поля не влияет. При движении же электрически заряженных частиц поперек линий поля (т. е. при течении тока) возникает дополнительное магнитное поле. Сложение этих магнитных полей вызывает искривление и вытягивание силовых линий вслед за движением вещества. Между тем у магнитных силовых линий есть натяжение, стремящееся их выпрямить. Это создает магнитное давление, и поле, мешая плазме пересекать силовые линии, его тормозит и даже может увлечь за собой, если поле сильно. Если оно слабо, то плазма перемещает силовые линии вместе с собой. Итак, во всех случаях можно говорить о том, что силовые линии как бы «вморожены» в плазму.

Рис. 136. Схема возникновения активных областей на Солнце: а — период незадолго до минимума, слабое общее магнитное поле диагонального характера; б — начало вытягивания и закручивания отдельной силовой линии; в — развитие биполярных групп пятен из трубки силовых линий; на правом краю — остатки тех же активных областей; г — расположение силовых линий на разных гелиографических широтах.

Эти сведения, а также регулярные измерения напряжения магнитного поля в разных местах на Солнце позволили подойти к объяснению многих явлений на нем.

Общее магнитное поле Солнца очень слабо, но оно, видимо, играет большую роль. Лучи короны, особенно в полярных областях Солнца, располагаются подобно силовым линиям, выходящим и входящим у полюсов намагниченного шара. Изменение направления поля в каждом полушарии Солнца от одного цикла солнечной активности к следующему также очень важно. Причина этого изменения еще не ясна, но известны звезды с очень мощными магнитными полями, у которых полярность поля также периодически меняется.

При вращении Солнца самые быстрые (экваториальные) слои увлекают за собой силовые линии слабого общего поля Солнца, которые в них «вморожены». Эти линии вытягиваются под фотосферой и за три года обвиваются вокруг Солнца шесть раз, образуя тугую спираль. Если силовые линии расположились при этом теснее, то, значит, тут общее (и искаженное здесь) магнитное поле Солнца усилилось.

Ближе к полюсам силовые линии общего поля выходят из фотосферы вверх, и поэтому поле здесь не усиливается. Впрочем, на самом экваторе, где угловая скорость вращения в некоторой зоне меняется мало, поле также не усиливается, а на широтах +30°, где скорость вращения меняется быстрее всего, усиление поля максимально. Так под фотосферой образуются подобия трубок из сгущенных силовых линий. Давление газа в них складывается с давлением магнитного поля, перпендикулярным к его линиям. Газ в «трубке» расширяется и становится как бы легче и может «всплыть» наверх. В этом месте, где она приближается к поверхности, на Солнце наблюдается усиление магнитного поля, а затем и появление факела, а за ним и поля факелов. Их горячие газы поднимаются выше, чем соседние места фотосферы, потому что слабое магнитное поле вокруг них гасит мелкие турбулентные движения, стремящиеся тормозить поток горячего выходящего газа. Над факелами в хромосфере также происходит нагрев и возникают горячие флоккулы. Наконец, над флоккулами в короне начинается более яркое свечение. Так развивается активная область на Солнце. Всплывая к поверхности и пересекая ее, трубка со сгущенными силовыми линиями образует местные усиления магнитного поля и возникают солнечные пятна. Их пониженная температура обусловлена тем, что очень сильное магнитное поле в этой области подавляет не только турбулентность, но и сильные конвективные движения. Поэтому здесь приток снизу горячих газов прекращается, тогда как вокруг пятна, в области факелов и флоккул, конвекция слабым магнитным полем усилена, так как оно подавляет слабую турбуленцию и там приток горячих газов снизу облегчен. Понятно, что пересечение изогнутой трубки с этой поверхностью в двух местах обусловливает у двух главных пятен противоположные магнитные полярности. Выход трубки из фотосферы и рассеивание ее линий ведут к дроблению и исчезновению двух главных пятен, образованных пересечением силовой трубки с поверхностью Солнца. Выход силовых линий трубки в разреженные хромосферу и корону, где давление газа меньше, чем давление магнитного поля, ведет к тому, что линии расходятся, образуя петли и дуги.

Постепенно области активности с порождающими их магнитными трубками в восточной части образуют пятна с полярностями, противоположными той, какая была в начале цикла у этого полюса Солнца. Это вызывает сначала нейтрализацию прежнего общего магнитного поля, а затем, за три года до конца 11-летнего цикла солнечной активности, создает общее поле противоположной полярности.

Через 11 лет восстанавливается прежняя картина полярностей общего поля.

Так получает в основных чертах, по-видимому, правильное объяснение (данное Бэбкоком) 22-летняя периодичность солнечной активности.

Хромосферные вспышки на Солнце образуются вблизи нейтральных точек магнитных полей в активных областях, где с удалением от этих точек напряжение поля быстро возрастает. Здесь происходит крайне быстрое сжатие магнитного поля вместе с плазмой, в которую оно «вморожено», и энергия магнитного поля переходит при этом в излучение газа. Плазма сжимается в тонкий шнур и температура ее резко возрастает — до нескольких десятков тысяч градусов. Плотность хромосферы возрастает здесь за несколько минут в сотни тысяч раз.

Кроме огромного повышения температуры, а с нею и излучения, особенно ультрафиолетового и рентгеновского, хромосферная вспышка состоит и в так называемом всплеске радиоизлучения. На метровых волнах последнее усиливается до десятков миллионов раз.

Источник этого радиоизлучения перемещается из хромосферы в корону со скоростью около 1000 км/с. Вероятно, он возникает в результате выброса космических лучей, порожденных вспышкой, и бомбардировки плазмы этими лучами, что и вызывает колебания плазмы, порождающие всплеск радиоизлучения.

Наблюдаемые в короне лучи, видимо, порождаются этими потоками быстрых, электрически заряженных частиц, тянущих за собой силовые линии магнитного поля. И это поле, и плазма короны тормозят потоки частиц, но часть их вырывается из атмосферы Солнца и, попадая в земную атмосферу, производит полярные сияния. Изменение картины магнитного поля Солнца от минимума его активности к максимуму и определяет изменения формы короны, о чем мы уже говорили.

Многие протуберанцы, как и лучи короны, обусловлены движением газа вдоль силовых линий, отчего и происходят, например, выбросы их по дугообразной траектории и «скатывание» их обратно на поверхность Солнца. По-видимому, протуберанцы находятся преимущественно в областях плавных изменений магнитного поля. Возникновение свечения протуберанцев внезапно вверху, а затем их движение только вниз обусловлено, по-видимому, процессами, аналогичными тем, какие дают хромосферные вспышки, но менее резкими. Сжатие магнитного поля ведет к сжатию относительно холодного газа, к подъему его плотности и к свечению.

Таковы основные черты современной, в основном газомагнитной, теории солнечных явлений.