СОЛНЦЕ

Содержание статьи

• Солнце и звезды.
• Общее строение Солнца.
• Общие характеристики Солнца.
• Солнце в числах.
• Вращение Солнца.
• Спектр Солнца.
• Инструменты для наблюдения Солнца.
• Спектрогелиограф.
• Космические аппараты исследуют Солнце.
• Модель внутреннего строения Солнца.
• Физические процессы внутри Солнца.
• Термоядерные реакции в недрах Солнца.
• Солнечные нейтрино.
• Хлор-аргонный эксперимент
• Галлиевый эксперимент
• Водный детектор
• Лучистая зона Солнца.
• Конвективная зона на Солнце.
• Гелиосейсмология
• Доплер-спектрогелиограф Лейтона.
• Основа гелиосейсмологии.
• Классификации мод колебаний.
• Характеристики собственных мод.
• Результаты гелиосейсмологии.
• Солнечная атмосфера.
• Фотосфера
• Хромосфера
• Солнечная корона.
• Солнечное радиоизлучение
• Радиотелескопы.
• Солнечный ветер.
• Когда и кем был обнаружен солнечный ветер.
• Магнитные поля на Солнце.
• Электрические поля на Солнце.

СОЛНЦЕ - наша дневная звезда. Солнце - ближайшая к Земле звезда, все другие находятся от нас неизмеримо дальше. Например, ближайшая к нам звезда Проксима из системы a Центавра в 2500 раз дальше Солнца. Для Земли Солнце мощный источник космической энергии. Оно дает свет и тепло, необходимые для растительного и животного мира, и формирует важнейшие свойства атмосферы Земли. В целом Солнце определяет экологию планеты. Без него – не было бы и воздуха, необходимого для жизни: он превратился бы в жидкий азотный океан вокруг замерших вод и обледеневшей суши. Для нас, землян, важнейшая особенность Солнца в том, что около него возникла наша планета и на ней появилась жизнь.

Солнце и звезды.

Из окружающих нас небесных тел Солнце – обыкновенная звезда, каких много можно найти на небе среди бесчисленного множества подобных звезд, различных по своим размерам, массам и светимостям. От них оно не отличается какими-либо заметными особенностями. Такие звезды называют нормальными, в отличие от тех, которые, например, входят в двойные или кратные звездные системы, или переменные звезды, определенным образом меняющие свои размеры и светимости и проявляющие те или иные признаки неустойчивости, выбрасывая вещество или даже взрываясь. Возникновение и эволюция звезд во Вселенной обеспечили возникновение жизни, потому что почти все атомы, из которых построены органические молекулы клеток растений и животных, возникли или когда-то побывали в недрах разных звезд. Для возникновения и обеспечения жизни особенно важна роль лучистой энергии Солнца, которая постоянно поддерживает необходимую для жизни среду обитания. Своим притяжением Солнце всегда удерживает Землю на почти одинаковом, среднем расстоянии от себя (астрономическая единица), обеспечивая тем самым достаточно стабильную экологию, пригодную для поддержания жизни. Наиболее энергичное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца создает в земной атмосфере слой озона, защищающий все живое от губительной ионизующей радиации самого Солнца. Наше светило могучий и энергичный источник жизни на Земле, но в общении с ним следует быть весьма осторожным (особенно на пляже). Необходимо учитывать его мощь и знать его характер, порою вспыльчивый и грозный: иногда на Солнце наблюдаются энергичные плазменные взрывы, называемые солнечными вспышками.

Общее строение Солнца.

Теоретические исследования прошлого столетия, подтверждены экспериментальными данными последних десятилетий. Они показали, что внутренние (нами непосредственно не наблюдаемые) слои Солнца в целом состоят из трех основных частей, примерно одинаковых по глубине: 1) центральная часть (ядро), в котором максимального значения достигают температура, давление и плотность вещества, сжатого гравитацией и постоянно подогреваемого энергией термоядерных реакций; 2) лучистая зона, в которой энергия переносится наружу только излучением отдельных атомов, постоянно поглощающих и переизлучающих ее по всем направлениям; 3) конвективная зона (внешняя треть радиуса), в которой из-за быстрого охлаждения самых верхних слоев энергия переносится самим веществом. Это напоминает процесс кипения жидкости, подогреваемой снизу. Внешние, наблюдаемые слои Солнца называются его атмосферой. Их излучение, хотя и частично, непосредственно достигает наблюдателя. Солнечная атмосфера, в свою очередь, также состоит из трех основных слоев. Самый глубокий из них называется фотосферой (сфера света). Она очень тонка, всего несколько тысячных долей радиуса Солнца. Тем не менее, из этого тонкого слоя исходит почти вся энергия, излучаемая Солнцем. Фотосферу часто неправомерно называют «поверхностью Солнца», хотя у газообразного шарообразного тела поверхности нет и не может быть. Условились под радиусом Солнца понимать расстояние от центра до слоя с минимальным значением температуры.

Во внешних слоях фотосферы температура достигает минимального для всего Солнца – значения около 4200 К. При такой температуре только один из 10 000 атомов водорода ионизован. Вместе с тем во столько же раз меньше количество атомов тех элементов, которые легко ионизуются, отдавая хотя бы один электрон (в основном, это металлы). Поэтому в целом вещество фотосферы даже в области температурного минимума продолжает оставаться сильно ионизованной горячей плазмой. Выше этого слоя температура быстро возрастает, усиливается ионизация водорода и других элементов и начинается следующая важная часть атмосферы – хромосфера (сфера цвета). Там, где температура увеличится почти до миллиона кельвинов, хромосфера переходит в солнечную корону – горячую высокоионизованную плазму, расширяющуюся в межпланетное пространство в виде так называемого солнечного ветра – потока заряженных частиц (плазмы), увлекающего с собой силовые линии солнечных магнитных полей и «обдувающего» земную магнитосферу.

Не защитив тщательно глаза, смотреть на Солнце нельзя! Можно осторожно взглянуть на него через очень плотный специальный светофильтр или сильно засвеченную и хорошо проявленную фотоэмульсию. Иногда, если на горизонте видна дымка или легкие облака и Солнце выглядит красным диском, на него можно мельком взглянуть. Солнце выглядит очень резко очерченным диском почти такой же угловой величины, как и круг полной Луны. Вблизи горизонта оно кажется заметно приплюснутым из-за неодинаковой величины рефракции (преломления световых лучей в земной атмосфере). Из-за рефракции все объекты, наблюдаемые на небе, кажутся чуть выше, причем тем сильнее, чем они ближе к горизонту. Поэтому нами воспринимается, что нижний край Солнца поднят выше, чем верхний, и оно кажется сплюснутым. Фактически изображения Солнца мы видим, чуть ли не на каждом шагу! Особенно легко это заметить в летний, солнечный день, проходя по тенистой аллее и наблюдая круги – блики, создаваемые на земле солнечными лучами, проникающими через самые узкие просветы листвы. Эти круги – изображения Солнца, создаваемые малыми отверстиями (как в камере обскура). Одинокий солнечный луч, проникающий сквозь небольшое отверстие в темное помещение, создает на белом экране изображение Солнца, причем тем большее, чем дальше экран отстоит от отверстия. На нем можно даже заметить отдельные детали. Однако лучше всего они видны на экране, установленном после слегка выдвинутого окуляра телескопа. Рассматривая изображение Солнца на экране можно заметить, что у солнечного диска резкий край – лимб. Диск Солнца кажется налитым, подобно капле. От центра к краю яркость солнечного диска уменьшается, почти вдвое у самого лимба. Это следствие очень быстрого уменьшения прозрачности, а также излучательной способности и температуры Солнца в самых наружных его слоях: чем ближе к краю проходит луч зрения, тем более внешние слои солнечной атмосферы он пересекает, и по мере приближения к лимбу солнечный диск кажется темнее. Временами на Солнце видны небольшие темные округлые образования – пятна, которые нередко образуют целые группы солнечных пятен. Вблизи края на диске Солнца можно заметить волокнистые яркие точки и нити, напоминающие кружева и образующие яркие площадки – факелы. При особенно благоприятных атмосферных условиях удается заметить грануляцию – зернистую структуру на всем диске, состоящую из мелких ярких гранул, разделенных более темными промежутками.

Общие характеристики Солнца.

По своим размерам Солнце относится к типичным звездам-карликам спектрального класса G2 диаграммы Герцшпрунга - Рассела. Это означает, что солнечный свет, который мы привыкли воспринимать как белый, на самом деле слегка желтоватый. Солнце удалено от Земли в среднем на расстояние 149 597 870 км. Поскольку это расстояние – важнейший масштаб в Солнечной системе, его принимают в качестве одной из основных единиц измерения расстояний в астрономии и называют астрономической единицей (а.е.). Солнце – центральное тело нашей Солнечной системы и в нем сконцентрировано более 99,86% всей ее массы. Полагают, что планеты и Солнце возникли 4–5 млрд. лет назад из гигантской газопылевой туманности. При этом Солнце вобрало в себя наибольшую часть массы, которая в настоящее время составляет около 2·10²⁷ тонн, что в 333 тысячи раз больше массы Земли и в 743 раза превышает массу всех планет, вместе взятых. Зная расстояние до Солнца и видимый его угловой радиус, легко определить, что оно в 109 раз больше Земли, и его радиус достигает 696 тысяч километров. Следовательно, объем Солнца более, чем в 1 300 000 раз превышает земной, а потому средняя плотность оказывается почти в 4 раза меньше земной и составляет около 1,4 г/см^3\up12 (или 1410 кг/м^3\up12 ). По земным меркам светимость Солнца колоссальна и достигает 3,85·10²³ кВт. Даже ничтожная доля этой энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиардная) по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем могут выработать все электростанции мира. Энергия солнечных лучей, падающих на перпендикулярную к ним площадку в 1 квадратный метр на Земле, могла бы заставить работать двигатель мощностью 1,4 кВт, а 1 м² атмосферы Солнца излучает энергию с мощностью 60 МВт (мегаватт). Солнце излучает так же, как и абсолютно черное тело с температурой около 6000 кельвинов (точнее 5770 К).

Солнце в числах.

В таблице 1 приведены значения основных параметров Солнца.

Таблица 1. ЗНАЧЕНИЯ ОСНОВНЫХ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЦА
Расстояние от Земли	наибольшее	152,1·106 км
	среднее	149,6·106 км
	наименьшее	147,1·106 км
Диаметр угловой	январь	32¢35²
	Июль	31¢31²
Радиус угловой	(средний)	959,6²
Радиус линейный		696 000 км
Масса		1,99·1030 кг
Средняя плотность		1,41 г/см2
Светимость		3,85·1026 Вт
Температура по излучению	Эффективная	5770 К
Температура	в центре	15 000 000 К
Спектральный класс		G2,V
Возраст		Около 4,6·109 лет
Доля массы Не в начале эволюции		0,27

Вращение Солнца.

Наблюдаемые слои Солнца вращаются вокруг некоторой оси, немного отклоняющейся от нормали к плоскости эклиптики (на угол 7°15ў). Вращение происходит не как у твердого тела: его период относительно земного наблюдателя (т.е. синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов. Поэтому скорость вращения наружных слоев Солнца зависит от углового расстояния от экватора (гелиографической широты). На экваторе линейная скорость вращения составляет около 2 км/с. Такой характер вращения Солнца сохраняется вглубь на протяжении около 200 000 км, что установлено на основании исследования частот звуковых волн, которыми буквально пронизано все Солнце. Более детальный анализ позволил выявить неоднородности вращения солнечного вещества, как если бы в нем, помимо общего вращения, происходили крутильные колебания отдельных слоев. Однако глубже 200 000 км вращение становится более однородным, и основная масса Солнца вращается почти однородно, подобно твердому телу.

Спектр Солнца.

Солнечный свет, разложенный на составные цвета, называется его спектром. Впервые в лаборатории спектр Солнца наблюдал Ньютон. Пропустив тонкий солнечный луч через призму, он увидел красочную полоску и так назвал новое явление (spectrum по латыни привидение). Однако в природе спектр Солнца часто наблюдается в виде радуги в дождливую погоду. Ее возникновение аналогично тому, что происходит в любом спектральном физическом приборе (например, спектрографе, предназначенном для фотографирования спектров). В приборе белый свет проходит через узкую щель, а затем через стеклянную призму или дифракционную решетку, которые разлагают свет на лучи всевозможных цветов в виде многоцветной полоски, состоящей из ряда цветных изображений щели. Полоска, соответствующая длине каждой световой волны, излучаемой источником, оказывается строго на своем месте (аналогично клавишам рояля). Свет может разлагаться так называемой дифракционной решеткой – зеркалом, на которое нанесены частые тончайшие штрихи, разделяющие его на очень большое число узеньких продолговатых зеркалец. На каждом из них свет рассеивается по всем направлениям (дифрагирует). В каком-либо одном направлении лучи складываются (интерферируют) так, что усиливается свет только строго одного цвета (монохроматический), а все остальные цвета – гасятся. В случае естественной радуги происходит то же самое, но роль решетки выполняют струи из капелек воды. Солнечные спектрографы, длина которых достигает десятка и более метров, создают полосу спектра, одна только видимая часть которого достигает многих метров. Самая замечательная особенность солнечного спектра – десятки тысяч узких темных полосок, многие из которых впервые описал в 1814 немецкий физик Йозеф Фраунгофер. Впоследствии эти темные линии поглощения стали называть фраунгоферовыми. Спектральные линии – как бы буквы огромной книги, по которой астрофизики могут узнать очень многое о солнечных газах в тех местах, где их пересекла щель спектрального аппарата. Каждая спектральная линия испускается атомом или ионом какого-либо определенного химического элемента, обладающим определенной энергией возбуждения. Если бы излучающие атомы были в небольшом количестве изолированы от остальной части солнечного вещества, подобно атомам неона в рекламной трубке, то в спектральном приборе мы увидели бы в излучении только одну (или несколько) ярких спектральных линий. Все атомы способны излучать свет и вне спектральных линий (непрерывный спектр). Однако в линиях, как правило, газ менее прозрачен и видны внешние слои атмосферы, расположенные выше слоев, наблюдаемых в непрерывном спектре. Если в атмосфере наружу температура убывает, то на фоне более яркого непрерывного спектра линии кажутся темными. Каждая спектральная линия несет в себе информацию о физических свойствах и движении излучающего ее вещества. Если она смещена в синюю часть спектра от своего нормального положения, то, согласно эффекту Доплера, – газ приближается к нам, если в красную – то удаляется от нас. Ширина и форма спектральной линии связаны с количеством излучающих и поглощающих атомов, скоростью их движения и температурой газа. Если газ находится в магнитном поле, линия расщепляется на две или три составляющие, которые в сильном магнитном поле видны раздельно.

Инструменты для наблюдения Солнца.

Сначала Солнце наблюдали в обычные рефракторы, ограничивая мощность попадающего в объектив света. Как правило, для наблюдений Солнца используют длиннофокусные сферические зеркала или линзовые объективы для получения большого диаметра изображения, вплоть до целого метра! При этом длина телескопа должна достигать сотни метров. Такой инструмент трудно наводить на Солнце и невозможно оснастить громоздкой дополнительной аппаратурой. Поэтому крупные солнечные телескопы делают неподвижными, освещая их солнечными лучами при помощи специальных вращающихся зеркал – целостатов. Для получения неподвижного изображения Солнца целостатное зеркало вращается вокруг оси, параллельной оси вращения Земли (оси мира), при помощи специального часового механизма. Если скорость этого вращения вдвое медленнее, чем у Земли, то солнечный луч всегда будет отражаться от целостатного зеркала в одном и том же направлении. При помощи второго (дополнительного) целостатного зеркала наблюдатель освещает солнечными лучами различные приборы, регистрирующие изображение Солнца и анализирующие его излучение. Джордж Хейл впервые использовал целостат для создания горизонтального солнечного телескопа, часто используемого в экспедиционных условиях. Современные большие солнечные телескопы строят в виде башни, на которой сверху устанавливают целостатные зеркала. Такие инструменты снабжены множеством дополнительных приборов, позволяющих регистрировать и анализировать излучения Солнца в различных точках его изображения. Основной инструмент – большой спектрограф, не уступающий по своим свойствам лучшим приборам современных физических лабораторий. Общая длина видимого спектра Солнца в таком приборе достигает десятка метров. Для исследования из него выбирается одна или несколько узких областей (спектральных линий), которые затем измеряются фотографическими или фотоэлектрическими методами.

Спектрогелиограф.

В 1800 французский ученый Пьер Жансен и англичанин Локьер, наблюдая полное затмение Солнца, заметили, что когда затмение кончилось, протуберанцы на краю Солнца продолжали наблюдаться в спектроскоп. Используя этот опыт, американский астроном Хейл в 1889 изобрел спектрогелиограф. Чтобы получить изображение Солнца в свете некоторой спектральной линии, одновременно перемещают изображение Солнца перед щелью спектрографа и синхронно с ним кассету с фотопластинкой перед изображением спектра. В результате получается построчная развертка изображения большой области на Солнце, как на экране телевизора. В настоящее время разработаны специальные светофильтры, позволяющие получить изображение Солнца в одной какой-либо спектральной линии. Например, фильтр DayStar, (рассчитанный на пропускание красной спектральной линии водорода 0,6563 мкм) доступен даже любителям астрономии.

Космические аппараты исследуют Солнце.

Солнце стало первым объектом внеатмосферных исследований в астрономии. Сначала использовались трофейные германские ракеты, благодаря которым в 1946 американские ученые впервые сфотографировали спектр Солнца вплоть до длины волны 0,22 мкм (с поверхности Земли можно наблюдать только до 0,29 мкм). В 1948 впервые было зарегистрировано излучение самой сильной линии солнечного спектра – линии Лайман альфа водорода с длиной волны 0,1024 мкм. Первые изображения Солнца в рентгеновских лучах были получены с ракеты только в 1960. Однако следующие – только через 13 лет, когда на смену ракетной техники пришли специализированные американские и европейские космические аппараты. Первыми из них была серия восьми спутников, названных «Орбитальными солнечными обсерваториями» (OSO, 1965–1985). Затем последовали четыре экспедиции с участием космонавтов «Небесной лаборатории» (SkyLab, 1973–1974), которые получили множество прекрасных рентгеновских снимков солнечной короны. Космический аппарат «Солнечный ветер» (SolarWind) работал на орбите с 1979 по 1985. «Миссия солнечного максимума» (SMM) функционировала в 1984–1989. Дольше этих аппаратов работал на орбите японский спутник Йоко (Yohkoh по-японски означает солнечный луч), запущенный в 1991. В 1995 был начат запуск российской серии космических аппаратов «Коронас», а также вышла на орбиту американо-европейская «Солнечная и гелиосферная орбитальная обсерватория» SOHO с множеством самой различной современной аппаратуры для исследования Солнца. В 1998 в Англии запущен и успешно работает космический аппарат Трейс, отличающийся высоким разрешением получаемых на нем изображений активных процессов на Солнце.

Модель внутреннего строения Солнца.

В таблице 2 приведены результаты теоретического расчета так называемой стандартной модели Солнца, использующие наиболее надежные исходные параметры: R – расстояние от центра Солнца, выраженное в долях его радиуса; Т – температура, Р – давление; D плотность.

Таблица 2. СТАНДАРТНОЙ МОДЕЛИ СОЛНЦА
R	T, K	P, Па	D, г/см3
Ядро энерговыделения
0	15 500 000	2,3·1016	149
0,1	13 100 000	1,3·1016	87,4
0,2	9 420 000	4,4·1015	35,3
Лучистая зона
0,3	6 810 000	1,1·1015	12,1
0,4	5 140 000	2,7·1014	3,94
0,5	3 980 000	7,0·1013	1,32
0,6	3 130 000	2,1·1013	0,50
Конвективная зона
0,7	2 340 000	6,4·1012	0,20
0,8	1 380 000	1,6·1012	0,09
0,9	602 000	2,0·1011	0,02
0,98	99 600	1,7·109	0,001
Фотосфера
1,00	4560	1,2·104	0,74·10–7

Предполагается, что в начале эволюции химический состав солнечного вещества был всюду одинаковый: по массе 71% водорода, 27% гелия и 2% всех остальных элементов. По числу атомов это соответствует: водорода 90 %, гелия менее 10%, углерода, азота и кислорода вместе взятых около 0,1%. На долю всех остальных химических элементов (в основном, металлов) приходится не более 0,01% от числа всех атомов. Считается, что в процессе дальнейшей эволюции химический состав изменяется только в ядре из-за термоядерных реакций превращения водорода в гелий.

Физические процессы внутри Солнца.

Выделение термоядерной энергии происходит в центральной области Солнца (ядре), радиус которой около четверти радиуса всего Солнца. Дальше от центра выделение энергии за счет ядерных реакций быстро ослабевает и на расстоянии около 0,3 радиуса становится несущественным. На протяжении расстояний, примерно, от 0,3 до 0,7 радиуса Солнца находится лучистая зона, в которой энергия переносится лишь путем последовательных процессов поглощения квантов и последующего их переизлучения. При этом поглощаются чаще всего более энергичные кванты рентгеновских и ультрафиолетовых лучей, а вместо них чаще излучаются менее энергичные видимые и инфракрасные лучи. В результате общая энергия, переизлучаемая сферическими слоями, площадь которых увеличивается с удалением от центра Солнца, сохраняется, а их температура постепенно уменьшается. Последняя треть радиуса приходится на конвективную зону, в которой происходит перемешивание вещества (конвекция), и перенос энергии осуществляется движением самого вещества. Конвективная зона переходит в нижние слои солнечной атмосферы – фотосферу, где температура продолжает уменьшаться вплоть до минимального для всего Солнца значения около 4200К.

Термоядерные реакции в недрах Солнца.

Обычными методами нельзя непосредственно увидеть внутренние слои Солнца. Физические условия в них определяются на основании теоретических расчетов и проверяются, в частности, на основании изучения распространения акустических волн в недрах Солнца методами гелиосейсмологии, а также путем регистрации солнечных нейтрино, возникающих в результате ядерных реакций в центральных его слоях. Вблизи центра Солнца температура превышает десять миллионов кельвинов, а давление достигает сотен миллиардов атмосфер. При таких температурах атомы движутся с огромными скоростями, достигающими сотен километров в секунду. Поскольку плотность вещества очень велика, весьма часто происходят взаимодействия частиц с квантами (фотонами), а также столкновения их друг с другом. В результате этих процессов внешние электронные оболочки атомов полностью разрушаются и от атомов остаются лишенные электронов положительные ионы. Для начала термоядерных реакций (т.е. реакций с образованием частиц высоких энергией) необходимо очень тесное сближение атомных ядер. Для одинаково заряженных частиц ему препятствует электростатическое отталкивание по закону Кулона (так называемый кулоновский барьер). Для его преодоления частицы должны иметь огромные энергии, т.е. температура и давление в плазме должны быть очень велики. Взаимные столкновения протонов обладают наименьшим кулоновским барьером. Поэтому, в первую очередь, в недрах звезд возникают реакции синтеза легких ядер, а эволюция звезд начинается с «выгорания» водорода и других наиболее легких химических элементов. Этому способствует уникальная возможность, имеющая квантовомеханическую природу: а именно – проникновения менее энергичных протонов через кулоновский барьер за счет туннельного эффекта. Эта возможность следует из принципа неопределенности Гейзенберга: фиксирование малого расстояния (при сближении частиц) делает неопределенным значение импульса. В итоге вероятность распада одного из двух протонов в момент их тесного столкновения оказывается хотя и малой, но конечной: в недрах Солнца каждый протон в среднем в течение 14-и млрд. лет ежесекундно испытывает миллионы столкновений, но только одно из них заканчивается его распадом и объединением с другим протоном. Однако, благодаря огромному общему числу протонов, «выгорание» водорода оказывается эффективным в течение длительного времени. Во время ядерных реакций синтеза выделяются огромные энергии (несколько МэВ в расчете на один нуклон), что значительно превосходит энерговыделение, обусловленное другими известными механизмами (например, химическими реакциями). При этом масса образующихся ядер не равна сумме масс входящих в них нуклонов, но несколько меньше на величину так называемого дефекта массы (около 0,73%). Это объясняется наличием сильной связи между нуклонами в ядре, так что для их освобождения необходимо затратить энергию, равную энергии этой связи. При обратном процессе синтеза ядер из свободных нуклонов эта энергия выделяется. Ее величина, согласно соотношению Эйнштейна, равна дефекту массы, умноженному на квадрат скорости света. Основным источником энергии в недрах Солнца является цепочка протон протонных термоядерных реакций. В конечном счете 4 ядра атома водорода (протона) превращаются в ядро атома гелия (альфа-частицу). Примерно в 70% случаев водородная цепочка состоит из трех основных реакций. Первая из них начинается с бета-распада ядра атома водорода (протона ¹H), который в свободном состоянии необычайно устойчив. Распад может произойти в краткий миг исключительно тесного сближения (столкновения) двух протонов. Тогда возможно превращение одного из них в нейтрон с испусканием позитрона e⁺ и электронного нейтрино n_е. Объединяясь с другим протоном, этот нейтрон образует ядро изотопа водорода – дейтерия (тяжелого водорода) с атомным весом 2 (²Н). При этом выделяется 1,442 МэВ тепловой энергии, соответствующей дефекту массы. Для отдельного протона такое событие может произойти раз в 14·10⁹ лет. Это определяет скорость термоядерных реакций на Солнце и общее время его эволюции. Нейтрино, движущееся со скоростью света, крайне слабо взаимодействует с веществом и практически беспрепятственно проходит через все Солнце, покидая его. Позитрон же, возникший при распаде протона, немедленно аннигилирует с первым встречным электроном, испуская пару гамма-квантов (?). Во второй реакции дейтроны ²Н, возникшие в результате первой реакции, за считанные секунды захватывают новые протоны, испуская g - кванты и образуя ядра изотопа ³He. Благодаря третьей реакции, в течение времени порядка миллиона лет ядра изотопа ³He могут слиться и, высвободив два протона, образовать ядро обычного гелия ⁴He (a-частицу).

Слияние четырех протонов в одну a-частицу сопровождается общим выделением энергии 26,732 МэВ, соответствующей дефекту массы при превращении двух протонов в два нейтрона. Около 0,5 МэВ из этой энергии уносится двумя нейтрино, свободно покидающими Солнце, а остальная часть переходит в g-кванты и тепловую энергию газа. Источником этой энергии является энергия связи ядра ⁴He, соответствующая дефекту массы, равному 0,73% массы четырех свободных протонов. На Солнце возможны и другие варианты водородной термоядерной реакции. Энергетически они менее существенны, хотя очень важны для экспериментальной проверки теории внутреннего строения Солнца, поскольку с ними связано образование еще нескольких нейтрино, причем более энергичных и легче регистрируемых. Реакции углеродного цикла являются основным источником энергии более горячих звезд, а на Солнце они обеспечивают не более 1–2 % его светимости. Они происходят только в самом центре Солнца, где температура и плотность достигают наибольших значений. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счет углеродного цикла быстро прекращается и вплоть до расстояния 0,2–0,3 радиуса от центра существенной остается только протон-протонная цепочка реакций. На расстоянии от центра r > 0,3 радиуса Солнца температура становится меньше 5·10⁶ К, существенно падает и плотность. В результате этого ядерные реакции практически здесь не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине, поглощаемое и переизлучаемое вышележащими слоями. По мере удаления от центра общий поток излучения распределяется на большую площадь, пропорциональную квадрату радиуса (r ²), поэтому поток на единицу площади убывает. Согласно закону Стефана-Больцмана, полный поток излучения Е с единицы площади пропорционален четвертой степени температуры Т (Е = sТ⁴, s – постоянная Стефана-Больцмана). В лучистой зоне Солнца, где источников энергии уже нет, произведение 4pr²sТ⁴ – постоянно и равно светимости Солнца L. Поэтому в средних слоях Солнца температура обратно пропорциональна корню квадратному из расстояния до центра.

Солнечные нейтрино.

Помимо энергии, выделяющейся во время термоядерных реакций в виде g-квантов и кинетической энергии взаимодействующих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых должен буквально пронизывать всю Землю. Нейтрино – частицы, чрезвычайно слабо взаимодействующие с веществом, поэтому они свободно выходят из недр Солнца и со скоростью, очень близкой к световой, распространяются в космическом пространстве, почти не поглощаясь веществом на их пути. Возникновение на Солнце каждой a-частицы связано с выделением энергии 26,7 МэВ, поддерживающей наблюдаемую светимость Солнца. Каждый такой акт сопровождается излучением двух нейтрино. Отсюда можно подсчитать, что полная нейтринная «светимость» Солнца, независимо от деталей термоядерных процессов, около 2·10³⁸ нейтрино за 1 секунду, а поток солнечных нейтрино у Земли составляет 10¹¹ нейтрино за секунду через площадку в 1 см². Важно, что нейтрино от разных реакций обладают неодинаковыми энергиями. Скорости отдельных ядерных реакций и, тем самым, величина соответствующих потоков нейтрино с определенными значениями энергии сильно зависят от температуры и параметров химического состава и, в первую очередь, от количества атомов гелия. Поэтому, регистрируя потоки солнечных нейтрино различных энергий, в принципе, можно получить и оценить условия в недрах Солнца. В настоящее время в различных лабораториях мира проводятся сложные эксперименты по регистрации солнечных нейтрино. Они основаны на относительно большой вероятности захвата нейтрино некоторыми атомными ядрами (Cl, Ga, Li, Br, I и т.д.), а также на регистрации специального вида излучения (называемого черенковским), возникающего при рассеянии нейтрино на электронах молекул воды. В конце 20 в. наиболее успешными оказались три эксперимента.

Хлор-аргонный эксперимент

был предложен Бруно Понтекорво в 1946 и впервые осуществлен в 1967 Раймондом Дэвисом в Южной Дакоте (США). Он основан на реакции поглощения нейтрино изотопом хлора с атомным весом 37. Рабочим веществом в этом процессе является богатый хлором перхлорэтилен C₂ Cl₄. Ядра хлора этого вещества способны поглощать нейтрино с энергиями больше 0,814 МэВ, испуская электрон и образуя радиоактивный изотоп ³⁷Ar с периодом полураспада 35 дней. Поэтому достаточно долго (в течение трех-четырех месяцев) можно накапливать продукт реакции, а затем извлечь изотоп ³⁷Ar физико-химическим методом. Сосуд с жидким перхлорэтиленом был установлен на дне шахты глубиной 1455 м, куда почти не проникают высокоэнергичные космические лучи. Это необходимо, поскольку эти лучи также могут порождать нейтрино из-за столкновений с ядрами различных атомов. Результаты экспериментов позволяют рассчитать поток солнечных нейтрино у Земли в так называемых солнечных нейтринных единицах (SNU – Solar Neutrino Unit): 1 SNU соответствует потоку нейтрино, при котором в детекторе с 10³⁶ ядрами ³⁷Cl за одну секунду образуется одно ядро ³⁷Ar. Таким образом, в эксперименте Дэвиса фактически (после учета фона, создаваемого космическими лучами) регистрируется одна солнечная частица нейтрино в течение 2–3 дней. Теоретически ожидаемый поток солнечных нейтрино в хлор-аргонном эксперименте соответствует 8,0 ± 1,0 SNU.

Галлиевый эксперимент

был предложен в 1964 российским астрофизиком В.А.Кузьминым. В его основе лежит возможность взаимодействия нейтрино с ядром изотопа галлия ⁷¹Ga с образованием радиоактивного изотопа германия ⁷¹Ge. Важным преимуществом этого метода является относительно большая вероятность взаимодействия нейтрино с галлием и низкий порог энергии (0,233 МэВ), позволяющий регистрировать нейтрино от основной реакции позитронного распада протона. Период полураспада радиоактивного германия составляет 11,4 дня. Для регистрации захвата одного нейтрино в сутки достаточно 20 т галлия. В 1990 начал функционировать российский детектор SAGE (Soviet-American Gallium Experiment), использующий 57 т галлия в Боксанском ущельи на Северном Кавказе, а в следующем году – в Итальянских Альпах (GALLEX, 30 т галлия). Предварительные результаты SAGE дали скорость счета 73 ± 19 SNU, а GALLEX дал 79 ± 12 SNU при теоретически ожидаемом значении 132 ± 7 SNU.

Водный детектор

использует регистрацию черенковского излучения, возникающего при рассеянии нейтрино с энергией больше 7,5 МэВ на электронах молекул воды. Эксперимент Камиоканде II был организован в шахте Камиока (Японские Альпы) на глубине 1 км. Рабочим веществом являлись 680 т воды. Вспышки черенковского излучения регистрировались фотоумножителями в стенах резервуара, покрывающих около 20% от полной его внутренней поверхности. Результат первых измерений привел к значениям потока нейтрино вдвое меньше теоретически ожидаемых.

Результаты экспериментов по регистрации солнечных нейтрино приводят к значениям, меньшим ожидаемых в несколько раз. Для хлорного детектора различие особенно велико (в 4 раза). Вместе с тем его данные наиболее надежны, т.к. для него имеются самые длительные ряды наблюдений. Основная трудность интерпретации этих расхождений связана с тем, что между данными различных экспериментов нет внутреннего согласия. Последние два десятилетия велась упорная работа как по совершенствованию методики самого эксперимента, так и по уточнению стандартных теоретических моделей внутреннего строения Солнца. Несмотря на эти усилия, расхождения между теорией и наблюдениями долгое время оставались на одном и том же уровне. Это навело на мысль о том, что истинная причина расхождений связана с недостаточностью знаний физических свойств и природы нейтрино. Ранее предполагалось, что у нейтрино практически отсутствует масса. В настоящее время экспериментами получена верхняя оценка массы электронного нейтрино, эквивалентная энергии не более 2,2 эВ. Наличие заметной массы означает меньшую стабильность частицы. Поэтому нейтрино за время прохождения от Солнца до Земли могут успеть самопроизвольно перейти в нейтрино других видов, (например, электронные в мюонные), которые не регистрируются существующими нейтринными детекторами.

Лучистая зона Солнца.

При температурах ниже примерно 10 млн. кельвинов термоядерные реакции в недрах Солнца быстро затухают. Слои, окружающие область энерговыделения (ядро Солнца), почти ничего не добавляют к его светимости. Поэтому светимость ядра почти достигает значения светимости всего Солнца. Вещество Солнца над ядром не имеет собственных источников энергии и лишь переизлучает энергию, возникшую в ядре. На всем протяжении, примерно, от 0,3 до 0,7 солнечного радиуса излучение переходит от слоя к слою только в результате его поглощения и переизлучения отдельными атомами. Поэтому всю эту область называют лучистой зоной. Непосредственно наблюдать ее мы не можем. Согласно расчетам, по мере удаления от центра Солнца температура в ней плавно уменьшается. В силу сферической симметрии Солнца, энергия, выделяемая в ядре, в итоге излучается одинаково по всем направлениям и равномерно распределяется по всем концентрическим слоям. Поэтому в лучистой зоне на любую сферу с радиусом r приходится одинаковое количество энергии. Площадь сферы пропорциональна квадрату радиуса (r²). С другой стороны, согласно закону Стефана – Больцмана, в лучистой зоне поток излучения с единичной площадки (называемый излучательной способностью) пропорционален четвертой степени температуры (Т⁴). В итоге, постоянным оказывается произведение r²T⁴. Следовательно, по мере удаления от центра Солнца температура должна убывать пропорционально квадратному корню из радиуса.

Конвективная зона на Солнце.

В наружных, более «холодных» слоях, физические условия заметно меняются. Из-за постоянного ухода излучения из самых внешних слоев звезды они быстро охлаждаются. В таких условиях газ не может перенести весь идущий снизу поток энергии только за счет поглощения и переизлучения квантов. Поэтому в переносе энергии должно принимать участие само вещество и возникает конвекция – в данных условиях наиболее эффективный процесс переноса энергии. Это явление аналогично кипению жидкости в плоской кастрюле, подогреваемой снизу. Его также можно наблюдать на Земле в виде струй воздуха, поднимающихся от нагретой поверхности Земли в жаркую погоду на открытой местности. В конвективной зоне на Солнце возникают более или менее регулярные потоки поднимающегося и опускающегося вещества, движение которых, однако, в более мелких масштабах, чем конвекция, имеют хаотический, турбулентный характер.

Гелиосейсмология

– новый метод исследования Солнца. Солнце – замагниченный газовый плазменный шар. Его размеры, форма и структура определяются силами гравитации составляющих его масс, поэтому его плотность в центре выше, чем у свинца, а в наружных слоях она очень мала. Такое разнообразие условий не препятствует возможности распространения в намагниченной плазме различных волн, начиная от обычного звука вплоть до магнитогидродинамических, а также внутренних гравитационных (как на море) и даже ударных волн. Радиотелескопы регистрируют множество волн различных типов, возникающих в короне. Если бы мы могли «слышать» все солнечные волны, например, при помощи всеволнового приемника, то, наверное, нам показалось бы, что Солнце звенит подобно мощному органу. Регистрируя параметры этих волн, можно изучать внутреннее строение Солнца и физические условия в отдельных слоях, подобно тому, как врач, прослушивая больного, выясняет, что происходит с его внутренними органами.

Под действием центробежных сил вращающийся упругий шар приобретает форму эллипсоида вращения. Солнце вращается сравнительно медленно, поэтому фигура его равновесия мало отличается от шарообразной – всего на стотысячные доли радиуса. Однако если где-нибудь на Солнце нарушится механическое равновесие, например, из-за падения метеорита или в результате взрыва вспышки, то возникнут колебания (волны), степень сложности которых определяется характером начального возмущения и свойствами окружающей среды.

В случае сильной неустойчивости эти колебания могут достигнуть больших амплитуд, как, например, у пульсирующих звезд, так называемых цефеид (по имени впервые обнаруженной звезды такого типа – d из созвездия Цефея). Слабые возмущения устойчивых звезд приводят к колебаниям с малыми амплитудами.

Колебания звезд можно наблюдать по относительному изменению потока излучения, подобно тому, как измеряются вариации светимости Солнца по измерениям солнечной постоянной. Другой метод – измерить при помощи очень точного спектрометра периодические смещения спектральных линий. Эти смещения возникают из-за движения источника вдоль луча зрения (эффект Доплера), причем удалению соответствует сдвиг спектра в длинноволновую (красную) часть спектра.

Колебания Солнца впервые случайно были обнаружены в 1961 на обсерватории Маунт Вилсон в США. По измерениям лучевых скоростей структурных образований в солнечной атмосфере их период оказался в диапазоне пяти минут. Впоследствии обнаружилось, что эти колебания имеют глобальный характер, т.е., сохраняя фазу, они распространяются по всему Солнцу, причем не только по поверхности, но и вглубь.

В 1976 почти одновременно, сотрудниками Крымской астрофизической обсерватории и Бирмингамского университета были опубликованы результаты наблюдений глобальных пульсаций Солнца с периодом около 160 минут. В 1990-х на основании анализа частот орбитального обращения нескольких тысяч тесных двойных звезд, а также периодичности вариаций яркости ядер активных галактик выяснилось, что 160-минутные колебания яркости происходят у всех этих объектов независимо от расстояния до них. Это противоречит закону Хаббла, согласно которому скорости всех процессов во Вселенной увеличиваются пропорционально расстоянию до соответствующих объектов. Остается предположить, что эти колебания могут иметь космологическую природу (Котов и Лютый 1993). В принципе не исключено также проявление некоторого неизвестного аппаратурного эффекта.

Доплер-спектрогелиограф Лейтона.

Спектогелиограммой называется монохроматическое изображение Солнца, полученное с помощью спектрогелиографа при сканировании щелью изображения Солнца. Лейтон на обсерватории Маунт Вилсон (США) получил одновременно две спектогелиограммы Солнца в свете двух участков спектра, симметрично расположенных на профиле солнечной спектральной линии. При отсутствии смещения линии эти спектогелиограммы будут одинаковыми. Если же существует скорость по лучу зрения (доплеровская скорость), то в таких участках изображения (из-за смещения линии) почернения на спектрогелиограммах будут различными. Лейтон предложил метод, основанный на вычитании фотографических изображений. Первый снимок – негатив, полученный в одном крыле линии. Второй снимок – позитив, сделанный по спектрогелиограмме, полученной в другом крыле линии. При их наложении выделяются места, отличающиеся почернениями. Соответствующий отпечаток называется доплерограммой. Для одновременного получения двух спектрогелиограмм Лейтон дополнил схему спектрогелиографа Хейла разделителем изображения (двойной спекторогелиограф). На этом приборе можно исследовать не только лучевые скорости, но и другие явления (например, поляризацию и магнитное поле). Если для доплерограммы второй негатив получить не одновременно с первым, а сразу после него при обратном направлении сканирования изображения, то после наложения получится доплерограмма с постоянно увеличивающимся временем запаздывания.

Основа гелиосейсмологии.

Наблюдательной основой гелиосейсмологии является набор колебаний, которые позволяют выяснить внутреннее строение и природу Солнца. Область распространения волн и их частота определяются физическими свойствами внутренних слоев Солнца. Внутренние слои Солнца являются сферическими резонаторами для акустических волн соответствующих типов. В них волны испытывают рефракцию во внутренних областях (вследствие увеличения скорости звука с глубиной), что приводит к полному внутреннему отражению. Во внешних слоях так же происходит отражение от наружных слоев резонатора из-за резкого падения плотности в области температурного минимума в атмосфере Солнца. Толщина области возможного распространения волн определяется направлением распространения колебаний. Сферическая симметрия солнечных слоев упрощает анализ колебаний. Структура резонатора определяет спектр пятиминутных колебаний. Фаза собственного колебания сохраняется в течение длительного времени, за которое волна успевает многократно обойти вокруг всего Солнца, что означает слабозатухающий характер волн и глобальный их характер. Волны низких частот не затухают за время порядка 10–20 суток. Волны с большой горизонтальной длиной волны распространяются в самые глубокие слои Солнца. Это позволяет изучить внутреннее строение Солнца почти вплоть до его ядра.

Классификации мод колебаний.

В гелиосейсмологии, в основном, рассматриваются акустические моды (типы) звуковых колебаний, обусловленные давлением (р-моды). Внутренние гравитационные волны (g-моды) надежно еще не обнаружены. Отдельное возмущение может распространяться в любом направлении. Для описания возмущения в сферическом теле Солнца возмущение надо разложить на составляющие вдоль радиуса r (радиальные моды) и вдоль поверхности сферы (горизонтальные моды). При слабом затухании волны, укладывающиеся целое число n раз по радиусу или l раз по большому кругу сферы, могут образовывать стоячие волны (моды собственных колебаний). Тогда для горизонтальных собственных мод длина волны l_гор = 2 pr/l. Для математического описания волн обычно используют полиномы Лежандра для радиальной части и сферические функции для собственных горизонтальных мод. Для идеальной сферы l-моды одинаковы по любому большому кругу сферы, однако при наличии физически выделенной оси возникает различие мод из-за их взаимодействия, например, с вращением, которое описывается числом m.

Характеристики собственных мод.

У наиболее ярких звезд также удалось выделить специфический класс колебаний с очень малой амплитудой. Для Солнца относительное изменение потока излучения составляет около 10–5, а значения периодов заключены в пределах от 3 до 15 минут. Наибольшей амплитудой (до 20 см/с в значении скорости) обладают колебания с периодами около пяти минут. В отличие от цефеид, колебания с такими амплитудами можно считать линейными, т.е. не влияющими друг на друга, если несколько колебаний возникает и одновременно сосуществует в результате действия независимых причин. Всякое достаточно малое произвольное колебание, как правило, можно представить линейной комбинацией элементарных гармонических колебаний, называемых собственными модами.

Собственные моды – это возможные колебания системы, при которых в случае отсутствия затухания каждая точка колеблется по простому гармоническому закону. Наблюдаемые колебания распространяются со скоростью звука, которая во внешних слоях Солнца является величиной порядка 10 км/с и растет вглубь с увеличением температуры.

Зависимость частот (или периодов) от волновых чисел можно изобразить на графике, называемом диагностической диаграммой. Аналогичные кривые получаются в результате двойного преобразования Фурье по координате и по времени наблюдаемых флуктуаций яркости или скорости в атмосфере Солнца. Модель Солнца уточняется путем сравнения подобных наблюдаемых и теоретических кривых.

Тип и частота отдельных собственных мод определяется внутренним строением Солнца или звезды. В определенном смысле верно и обратное, а именно, спектр собственных колебаний определяет строение объекта, что является принципиальной основой гелиосейсмологии, т.е. диагностики свойств солнечного вещества на основании наблюдаемых частот и амплитуд колебаний. При специфических условиях возбуждения можно непосредственно наблюдать изолированные собственные моды, например, при резонансе с частотой внешнего воздействия. В общем случае для выделения отдельных мод, связанных с изолированными колебаниями, и определения их частот применяются специальные методы анализа. Для этого, например, можно выполнить преобразование Фурье наблюдаемых пространственно-временных флуктуаций яркости или скорости в атмосфере Солнца. Это позволяет в наблюдаемых значениях «увидеть» определенную моду. С точки зрения физики подобная возможность обусловлена линейностью колебаний, т.е. практически отсутствием их взаимодействия. Рассмотренные соображения лежат в основе специальных методов, которые позволили исследовать солнечные колебания, или пульсации. Современным наблюдениям доступно множество собственных мод Солнца в области периодов от трех до нескольких десятков минут. Имеющиеся данные наблюдений, однако, не охватывают весь спектр существующих собственных колебаний. Поэтому они не дают возможности полностью воссоздать структуру Солнца. Тем не менее, в сочетании с предположением о гидростатическом равновесии Солнца имеющаяся информация о колебаниях позволяет определить зависимость скорости звука от расстояния до центра Солнца.

Результаты гелиосейсмологии.

Одним из важнейших результатов гелиосейсмологии является уточнение положения основания конвективной зоны, средняя точка которого оказалась на глубине 0,29 т.е. почти точно 200 тыс. км. Другим достижением гелиосейсмологии является восстановление зависимости скорости звука от расстояния до центра Солнца на интервале от 0,2 до 0,98. В основном эта информация совпадает с данными так называемой стандартной модели Солнца. Однако важное ее значение заключается в том, что она исключает множество «нестандартных» моделей, предложенных в связи с недостаточностью наблюдаемого потока солнечных нейтрино, проблема объяснения которого все еще остается важной задачей физики и астрофизики.

Гелиосейсмология является единственной возможностью экспериментального изучения изменения с глубиной на Солнце характера дифференциального вращения. Установлено, что конвективная зона сохраняет дифференциальный характер вращения наружных слоев. Среднее значение угловой скорости на экваторе совпадает с наблюдаемым (около 2·10^–6 рад/с). Глубже расположенная лучистая зона вращается с такой же скоростью, однако, не меняющейся с широтой и глубиной, т.е. почти как твердое тело. Данные о вращении на расстояниях меньше 0,2от центра ненадежны. Возможно, эти центральные области вращаются с угловой скоростью, в 1,5–2 раза большей, чем остальные слои.

По наблюдаемым спектрам колебаний были получены:

Глубина зоны конвекции.
Зависимость скорости звука от радиуса.
Скорость дифференциального вращения в недрах.
Томография локальных магнитных полей в активных областях АО.
Томография подфотосферных полей локальных скоростей.
Зависимость параметров колебаний от цикла солнечной активности СА.

Солнечная атмосфера.

Солнечная атмосфера – внешние слои Солнца, из которых излучение может непосредственно уходить в межпланетное пространство. Она условно разделяется на три оболочки. Самая глубокая из них – фотосфера, толщиной всего 200–300 км. Она состоит из слабо ионизованного, почти нейтрального водорода и однократно ионизованных металлов. Над ней находится сильно разреженная и весьма неоднородная, «клочковатая» хромосфера протяженностью 10–20 тыс. км, в которой по мере продвижения вверх из-за нагревающего действия звуковых волн и магнитных полей температура растет, сначала медленно, а затем скачками и быстро. Это связано с последовательной ионизацией водорода, гелия и других химических элементов. В самых верхних слоях хромосферы температура резко, почти скачком на протяжении всего десятков км, увеличивается от нескольких десятков тыс. кельвинов более, чем до миллиона кельвинов. Здесь начинается разреженная и горячая корона, в которой все атомы ионизованы вплоть до самых глубоких электронных оболочек. Солнечная корона постепенно переходит в динамическое образование – постоянно расширяющийся поток ионизованных атомов (в основном протонов, альфа частиц и свободных электронов) и связанных с ними магнитных полей, образующих солнечный ветер.

Фотосфера

(греч. сфера света) – самый глубокий слой атмосферы Солнца, непосредственно наблюдаемый в видимых лучах, основной источник солнечного света и тепла. Это и объясняет его название, по-гречески означающее сферу света. Температура газов фотосферы быстро уменьшается с высотой от 8–10 тыс. кельвинов в самых глубоких ее слоях до минимальной для всего Солнца температуры около 4200 К в наружных. Толщина фотосферы составляет 200–300 км. Как самая глубокая часть атмосферы, фотосфера отличается от других ее слоев наиболее высокой плотностью, сильной непрозрачностью вещества и быстрым уменьшением температуры в наружных слоях. Эти особенности объясняют, почему видимый край Солнца кажется исключительно резким. Отличительной особенностью фотосферы является ее своеобразная структура, напоминающая вид кучевых облаков в земной атмосфере при наблюдении сверху, например, с самолета. Эта структура называемая грануляцией, – проявление самых внешних слоев конвективной зоны, расположенных непосредственно под фотосферой. Однообразие этой структуры часто нарушается более крупными темными пятнами, нередко образующими целые группы. Пятна обычно окружены яркими площадками вокруг – факелами.

Хромосфера

(греч. сфера цвета) – слой атмосферы Солнца, расположенный над фотосферой, в котором по мере увеличения высоты происходит возрастание температуры (см. солнечная атмосфера) от нескольких тысяч до десятков тысяч кельвинов, сопровождающееся последовательной ионизацией водорода, гелия и других химических элементов. Название хромосфера связано с тем, что во время полной фазы солнечного затмения она выглядит как тонкий окрашенный (розоватый) ободок вокруг Солнца. Толщина этого ободка составляет 12–15 тыс. км. Он отличается сильной неоднородностью и состоит из отдельных мелких волокон и струй, сильно различающихся по температуре и плотности; основной элемент структуры – спикулы, вытянутые, наклонно торчащие струи газа, поднимающегося и опускающегося со скоростями 10–30 км/с. Они придают хромосфере вид горящей степи. В спектре хромосферы наблюдается много ярких (эмиссионных) спектральных линий. Подобный спектр имеют протуберанцы при наблюдении над фотосферой за краем солнечного диска. В ярких спектральных линиях хромосферу можно наблюдать и вне затмений при помощи специальных узкополосных светофильтров.

Солнечная корона.

Над хромосферой находится высокоионизованная горячая и сильно разреженная плазма солнечной короны.

Она состоит из тех же химических элементов, что и вещество фотосферы, и в тех же пропорциях и отличается гораздо более высокой степенью ионизации. Переход от хромосферы к короне весьма резкий: увеличение кинетической температуры плазмы от 10⁴ до 10⁵ К происходит на протяжении всего около двух сотен километров. Поэтому, если в хромосфере атомы металлов, водорода и, частично, гелия лишены только одного своего внешнего электрона, то в короне происходит их полная ионизация, а ядра более тяжелых атомов теряют электроны из двух-трех внешних электронных оболочек. Причиной высокой температуры и сильной ионизации плазмы является нагрев ее вещества до температуры более миллиона кельвинов за счет энергии электрических токов, связанных с перемещением в солнечной атмосфере солнечных магнитных полей. О наличии этих полей можно непосредственно судить по внешнему виду короны, во время полных солнечных затмений, когда она имеет характерную лучистую структуру. С космических аппаратов ее изображение регулярно передают на Землю и оно доступно по сети «Интернет». Когда пятен и других проявлений активности на Солнце много, корональные лучи длинные, прямые и направлены вдоль радиуса. За 2–3 года до минимума солнечной активности они изгибаются к солнечному экватору. Корона простирается на десятки солнечных радиусов, постепенно переходя в солнечный ветер. Она отличается сравнительно небольшими и плавными изменениями температуры, благодаря высокой теплопроводности горячего ионизованного газа. В невозмущенных («спокойных») областях солнечной атмосферы корона нагрета до температуры 1–2 млн. кельвинов, а над солнечными активными областями – до нескольких млн. кельвинов. Плазма короны содержит много свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода, гелия и остальных химических элементов. В среднем, в каждом ее кубическом сантиметре находится около ста миллионов заряженных частиц при средней температуре в 1 млн. кельвинов (корональная плазма). Это в сотни миллиардов раз меньше числа молекул в таком же объеме воздуха у поверхности Земли. Только на высотах 300–400 км в земной атмосфере достигается такая же плотность, как и в короне.

Солнечное радиоизлучение

– излучение радиоволн солнцем. Несмотря на ряд ранних попыток зарегистрировать радиоволны от Солнца, они были обнаружены только в феврале 1942 как источник помех на экранах английских радиолокаторов во время Второй мировой войны. После ее окончания в 1945 начинается быстрое развитие радиоастрономии, в том числе и солнечной.

Как и в лучах видимого света, Солнце остается самым ярким космическим объектом на небе и в диапазоне радиоволн. Однако мощность солнечного излучения в радиодиапазоне в миллионы раз меньше, чем в видимых лучах. Тем не менее, поток радиоизлучения, например, на метровых волнах такой же, как и у тела, нагретого до температуры не 6000 К, как для видимого излучения Солнца, а около миллиона кельвинов. Это означает, что это радиоизлучение Солнца принадлежит не всему Солнцу, а только внешним слоям его атмосферы – короне. В сантиметровом диапазоне температура значительно меньше – десятки тысяч кельвинов, что соответствует излучению хромосферы, т.е. слою солнечной атмосферы между фотосферой и короной. В итоге, измерения солнечного радиоизлучения на различных частотах позволяют проследить изменение температуры с высотой на протяжении всей атмосферы Солнца.

Основной особенностью солнечного радиоизлучения является его сильная переменность как по мощности, так и по диапазону, обусловленная проявлениями солнечной активности.

В изменениях солнечного радиоизлучения выделяют три главных компонента: основной (излучение спокойного Солнца), медленноменяющийся (в течение многих дней) и быстрый (кратковременные всплески). Радиоизлучение «спокойного» Солнца – это его самый низкий уровень, когда на нем совсем нет пятен, вспышек и других активных образований. Медленноменяющийся компонент связан с дополнительным радиоизлучением активных областей Солнца (солнечных пятен, факелов, вспышек, протуберанцев и т.п.), изменяющимся за несколько суток или недель. Всплески – это пики потоков радиоизлучения Солнца, обусловленные взрывами в его атмосфере (солнечными вспышками). Длительность всплесков составляет от долей секунд до нескольких часов. Они разнообразны по форме и диапазонам радиоволн, на которых проявляются. По своему характеру всплески разделяют на отдельные типы (или классы) явлений. Всплески солнечного радиоизлучения несут информацию о свойствах плазмы в атмосфере Солнца, магнитных полях и механизмах ускорения в ней ионов и электронов. Измерения солнечного радиоизлучения позволяют определять температуру и плотность на разных глубинах солнечной атмосферы, исследовать структуру и роль магнитных полей на Солнце. Радиотелескопы позволяют измерять временные изменения мощности радиоизлучения на различных волнах и получать изображения Солнца в радиолучах. Наблюдаются колебания рaдиопотоков от «пичков» в тысячные доли секунды до значительно более медленных радиовсплесков, длящихся в течение минут и часов.

Интенсивность радиоизлучения принято характеризовать величиной яркостной температуры. Этот параметр характеризует спектральную плотность потока излучения тел, имеющих непрерывный спектр. Яркостная температура равна температуре абсолютно черного тела того же углового размера, что и излучающее тело, и дающего такой же поток излучения на данной длине волны. В общем случае яркостная температура определяется по формуле Планка.

Радиотелескопы. Простейший радиотелескоп для наблюдений Солнца состоит из параболического зеркала, напоминающего по своей форме блюдце или тарелку. Вся энергия радиоволн, собираемая таким блюдцем, отражается от него и попадает в волновод в фокусе зеркала, через который собранное радиоизлучение попадает на вход приемника, где оно усиливается и записывается в память компьютера или другого регистрирующего устройства. Если размер антенны 1–3 метра, то она принимает излучение от всего диска Солнца одновременно. Такие радиотелескопы используются для задач Cлужбы Солнца, т.е. для слежения за развитием его активности. Если мы хотим в радиолучах «увидеть» некоторое образование в солнечной атмосфере (пятно, вспышку, протуберанец и т.д.), то необходимо, чтобы разрешающая способность прибора (радиотелескопа) обеспечивала разрешение на Солнце деталей таких же размеров, какие доступны невооруженному человеческому глазу. В этом случае размер зеркала должен достигать приблизительно 3000 длин волн. Это довольно большая величина. Чтобы достигнуть остроты зрения современных оптических телескопов, размер антенны радиотелескопа должен быть еще в 100 раз больше. Эти задачи доступны современной технике, но решаются они совместной работой нескольких антенн, разнесенных на значительные расстояния в режиме радиоинтерферометров. Типичным примером такого инструмента является Сибирский Солнечный радиотелескоп (ССРТ), который состоит из 256 антенн диаметром около 2 м каждая. Эти антенны расположены крестом по двум взаимно перпендикулярным направлениям (Восток-Зaпaд и Север-Юг). Под ними проходят туннели, в которых с помощью металлических труб-волноводов сигналы от всех антенн сводятся воедино и регистрируются с помощью компьютера. ССРТ – специализированный солнечный радиотелескоп, предназначенный для изучения солнечной активности в микроволновом диапазоне (5,7 ГГц), где процессы, происходящие в солнечной короне, доступны наблюдениям по всему солнечному диску. Чувствительность ССРТ позволяет наблюдать активные области на всех стадиях их развития на фоне излучения невозмущенной солнечной атмосферы. Для получения радиоизображений слабых деталей в атмосфере Солнца используется накопление сигналов в полной полосе приема радиотелескопа. Быстропеременное излучение вспышек регистрируется на аддитивных линейных интерферометрах, составляющих ССРТ. Поэтапный ввод радиотелескопа в действие начат весной 1981 и завершен в 1984.

Другим крупным радиотелескопом, на котором ведутся наблюдения Солнца, является РАТАH-600 – радиотелескоп Академии наук диаметром 600 метров. Его главная поверхность имеет форму кольца около 10 м шириной и состоит из 900 отдельных зеркал.

Ратан-600 представляет собой составленный из отдельных щитов высотой 7 м круг диаметром » 600 м, в каждом из четырех секторов которого (северном, южном, западном и восточном) щиты выставляются по параболе, образуя отражающую и фокусирующую полосу антенны. В фокусе такой полосы располагается специальный облучатель. Наклоном щитов, образующих рефлектор, осуществляется наведение антенны на объект исследования по углу места. Радиотелескоп работает на «прохождение», т.е. регистрирует космический радиоисточник при его проходе через диаграмму направленности за счет суточного вращения небесной сферы. Предусмотрена возможность сопровождения источника в некоторых пределах с помощью перемещения облучателя в фокусе антенны по рельсовому пути.

Наиболее распространенными в радиоастрономии антеннами радиотелескопа являются т.н. параболические антенны. Рефлектор, отражающая металлическая поверхность которого имеет форму параболоида, обладает свойством фокусировать падающий на него параллельный пучок радиоволн. В фокусе рефлектора на его геометрической оси помещают дипольный или иной элементарный облучатель, передающий сфокусированное рефлектором излучение на вход приемника.

Радиотелескопы.

Простейший радиотелескоп для наблюдений Солнца состоит из параболического зеркала, напоминающего по своей форме блюдце или тарелку. Вся энергия радиоволн, собираемая таким блюдцем, отражается от него и попадает в волновод в фокусе зеркала, через который собранное радиоизлучение попадает на вход приемника, где оно усиливается и записывается в память компьютера или другого регистрирующего устройства. Если размер антенны 1–3 метра, то она принимает излучение от всего диска Солнца одновременно. Такие радиотелескопы используются для задач Cлужбы Солнца, т.е. для слежения за развитием его активности. Если мы хотим в радиолучах «увидеть» некоторое образование в солнечной атмосфере (пятно, вспышку, протуберанец и т.д.), то необходимо, чтобы разрешающая способность прибора (радиотелескопа) обеспечивала разрешение на Солнце деталей таких же размеров, какие доступны невооруженному человеческому глазу. В этом случае размер зеркала должен достигать приблизительно 3000 длин волн. Это довольно большая величина. Чтобы достигнуть остроты зрения современных оптических телескопов, размер антенны радиотелескопа должен быть еще в 100 раз больше. Эти задачи доступны современной технике, но решаются они совместной работой нескольких антенн, разнесенных на значительные расстояния в режиме радиоинтерферометров. Типичным примером такого инструмента является Сибирский Солнечный радиотелескоп (ССРТ), который состоит из 256 антенн диаметром около 2 м каждая. Эти антенны расположены крестом по двум взаимно перпендикулярным направлениям (Восток-Зaпaд и Север-Юг). Под ними проходят туннели, в которых с помощью металлических труб-волноводов сигналы от всех антенн сводятся воедино и регистрируются с помощью компьютера. ССРТ – специализированный солнечный радиотелескоп, предназначенный для изучения солнечной активности в микроволновом диапазоне (5,7 ГГц), где процессы, происходящие в солнечной короне, доступны наблюдениям по всему солнечному диску. Чувствительность ССРТ позволяет наблюдать активные области на всех стадиях их развития на фоне излучения невозмущенной солнечной атмосферы. Для получения радиоизображений слабых деталей в атмосфере Солнца используется накопление сигналов в полной полосе приема радиотелескопа. Быстропеременное излучение вспышек регистрируется на аддитивных линейных интерферометрах, составляющих ССРТ. Поэтапный ввод радиотелескопа в действие начат весной 1981 и завершен в 1984.

Другим крупным радиотелескопом, на котором ведутся наблюдения Солнца, является РАТАH-600 – радиотелескоп Академии наук диаметром 600 метров. Его главная поверхность имеет форму кольца около 10 м шириной и состоит из 900 отдельных зеркал.

Ратан-600 представляет собой составленный из отдельных щитов высотой 7 м круг диаметром » 600 м, в каждом из четырех секторов которого (северном, южном, западном и восточном) щиты выставляются по параболе, образуя отражающую и фокусирующую полосу антенны. В фокусе такой полосы располагается специальный облучатель. Наклоном щитов, образующих рефлектор, осуществляется наведение антенны на объект исследования по углу места. Радиотелескоп работает на «прохождение», т.е. регистрирует космический радиоисточник при его проходе через диаграмму направленности за счет суточного вращения небесной сферы. Предусмотрена возможность сопровождения источника в некоторых пределах с помощью перемещения облучателя в фокусе антенны по рельсовому пути.

Наиболее распространенными в радиоастрономии антеннами радиотелескопа являются т.н. параболические антенны. Рефлектор, отражающая металлическая поверхность которого имеет форму параболоида, обладает свойством фокусировать падающий на него параллельный пучок радиоволн. В фокусе рефлектора на его геометрической оси помещают дипольный или иной элементарный облучатель, передающий сфокусированное рефлектором излучение на вход приемника.

Солнечный ветер.

Разреженная и горячая плазма, окружающая Солнце, простирается на большие расстояния в окружающее межпланетное пространство. При температуре в миллион кельвинов тепловые хаотические движения преобладающих ионов водорода – протонов – происходят со скоростями нескольких сотен километров в секунду, а легкие и подвижные электроны еще в десятки раз быстрее. Их средние скорости достигают десятков тысяч километров в секунду. Постоянно сталкиваясь друг с другом, они могут приобретать и значительно большие скорости до сотен тысяч км/с, в том числе и в направлении от Солнца, для которого вторая космическая скорость (скорость убегания) не превышает 618 км/с. Поэтому за время между взаимными столкновениями (порядка 0,1 с) значительное число быстрых частиц, преодолев силу притяжения Солнца, может беспрепятственно удалиться от него в межпланетную среду. Корона как бы испаряется в окружающее пространство. Так образуется поток ионизованной плазмы, истекающей из солнечной короны вместе с «вмороженными» в него магнитными полями. Скорость этого потока ионизованной плазмы у орбиты Земли достигает 400 км/c. Набегая на магнитосферу Земли, он образует ударную волну, которая поджимает магнитную оболочка Земли с дневной ее стороны. Солнечный ветер, обтекая земную магнитосферу с противоположной стороны, образует длинный вытянутый магнитосферный хвост. В итоге магнитосфера Земли становится похожей на гигантскую каплю, защищающую Землю от мощного проникающего корпускулярного излучения Солнца. Во время усиления солнечной активности скорость и плотность солнечного ветра увеличиваются, что приводит к целому ряду важных геофизических явлений.

Когда и кем был обнаружен солнечный ветер.

Один из первых астрофизиков в России Ф.А.Бредихин, хорошо известный своими исследованиями природы комет, в 1898 в статье О солнечной короне пришел к выводу о том, что «внешние слои солнечной атмосферы оказывают сопротивление веществу кометных хвостов», обычно направленных от Солнца. Обнаружение влияния короны на движение вещества кометных хвостов фактически было открытием воздействия на них солнечного ветра. Прошло более половины столетия, прежде чем соображения Бредихина были подтверждены работами германского астронома Л.Бирмана и ряда других ученых, а переход короны в непрерывное истечение плазмы названо солнечным ветром.

Магнитные поля на Солнце.

Наблюдая спектр Солнца в области солнечных пятен, американский астрофизик Джордж Эллери Хейл в 1908 обнаружил, что некоторые спектральные линии в них расширяются или даже расщепляются на два или три компонента. В лабораторных условиях, изучая свечение газов, заключенных между полюсами мощного магнита, такие расщепления спектральных линий впервые обнаружил датский физик Зееман в 1896. Это явление получило название эффекта Зеемана. Оно позволяет по величине расщепления спектральных линий вычислять напряженности магнитных полей. Все крупные современные солнечные инструменты оснащены магнитографами – приборами, использующими эффект Зеемана для измерения и регистрации магнитных полей на Солнце с высоким временным и пространственным разрешением. Через несколько лет после открытия магнетизма солнечных пятен Хейл обнаружил, что слабые магнитные поля присутствуют почти всюду на Солнце, а также, подобно магнитному полю Земли, и у полюсов. Это позволило начать изучение общего магнитного поля Солнца. В середине 20 в. столетия было обнаружено, что магнитные поля усиливаются не только в активных областях и особенно в солнечных пятнах, но также и вокруг полюсов, хотя и более слабые. Число активных областей и количество пятен на Солнце меняются в среднем в течении 11-и лет. В эпоху минимума солнечной активности пятна практически отсутствуют. Затем они появляются на высоких широтах Солнца (30–40° от экватора). За 3–4 года число пятен и образуемых ими групп возрастает до максимума, после чего их количество несколько медленнее убывает. Это явление называется 11-летним циклом солнечных пятен. Суммарный магнитный поток пятен меняется с такой же периодичностью. Однако при этом с каждым 11-летним циклом полярность магнитных полей в пятнах и у полюсов меняется на противоположную. Поэтому магнитный цикл оказывается 22-х летним. Изменчивость солнечных магнитных полей говорит об их связи с процессами во внешних слоях Солнца, скорее всего, в его конвективной зоне. Относительно происхождения солнечных магнитных полей у астрофизиков нет еще полной ясности. Скорее всего, очень слабое магнитное поле газопылевой туманности, из которой возникла Солнечная система, при ее сжатии сконцентрировалось и усилилось. За миллиарды лет эволюции должно было произойти затухание этого поля за счет превращения в тепло связанных с ним электрических токов. Однако в самых крупных масштабах, соизмеримых с размерами самого Солнца, это затухание настолько медленно, что значительная часть магнитного поля сохранилась. Возможно, что оно постоянно поддерживается магнитным действием токов, возникающих в результате взаимодействия солнечного вращения с радальными движениями в конвективной зоне. Этот сложный процесс поддержания и циклического усиления магнитного поля на Солнце называют магнитным динамо.

Электрические поля на Солнце.

Солнце горячий газовый шар, состоящий, в основном, из водорода. Почти всюду атомы водорода (и, тем более, многих других элементов) из-за сильных и частых столкновений теряют внешние свои электроны, и газ становится ионизованным, т.е. плазмой. Поэтому практически всюду на Солнце почти все частицы оказываются электрически заряженными. Нейтральные частицы образуются лишь на краткие мгновения при столкновениях ионов со свободными электронами. Они сразу же снова ионизуются мощным излучением или столкновениями с другими свободными электронами. В целом (т.е. на масштабах значительно превышающих расстояния между ионами и свободными электронами) плазма на Солнце нейтральна. Причина этого в том, что возникшая в каком-либо месте разность зарядов быстро приведет к их движению и образованию электрического тока, в результате которого количество положительных и отрицательных зарядов быстро выравнивается и плазма снова становится нейтральной. В сильно ионизованной плазме электрическая проводимость очень велика, иными словами ее сопротивление электрическому току ничтожно, гораздо меньше, чем в твердых металлах. Поэтому, если по какой-либо причине возникает разность зарядов, то при этом быстро возникают весьма значительные по своей силе электрические токи и, по законам электромагнитной индукции, их изменение вызывает соответствующие изменения напряженности магнитных полей. Таким образом, все многообразие наблюдаемых явлений в солнечной атмосфере обусловлено изменениями структуры и движением намагниченной плазмы, в которой текут мощные электрические токи.

Эдвард Кононович