Юрий Мизун - Полярные сияния Страница 3

Солнце и солнечные бури

Полярные сияния — одно из проявлений солнечно-земного взаимодействия, т. е. солнечно-земной физики. Они возникают в результате вторжения в верхнюю атмосферу высоких широт потоков заряженных частиц, первопричиной которых является Солнце. Приведем здесь по возможности кратко необходимые для данной проблемы сведения о процессах на Солнце, которые связаны с выбросом из него геоэффективной плазмы.

Вначале несколько количественных характеристик. Масса Солнца содержит вещества приблизительно в 332 000 раз больше, чем Земля. Объем Солнца в 1093 раз больше объема Земли. Средняя плотность Солнца составляет 0,256 плотности Земли или 1,4 плотности воды. Сила тяготения на Солнце в 28 раз больше земной. Низкая средняя плотность Солнца и одновременно такая большая сила тяготения определяют характер процессов внутри Солнца. Среднее расстояние до Солнца составляет 149 500 000 км с точностью до 16 000 км. Луч света преодолевает это расстояние за 8,3 мин, а ракете потребовалось бы около 10 лет. Заряженные частицы, выбрасываемые из Солнца и затем действующие на магнитосферу Земли, проходят расстояние Солнце—Земля за полтора суток. Расстояние между Солнцем и Землей меняется в течение года приблизительно на 4,8*106 км. Это обусловлено эксцентриситетом земной орбиты. Это расстояние наименьшее, когда Земля находится в перигелии, т. е. в начале января, и наибольшее в начале июля, когда она находится в афелии. Вследствие этого солнечное излучение, достигающее Земли, меняется в течение года на 7 %.

Вещество Солнца в значительной мере состоит из тех же химических элементов, которые имеются на Земле. Температура внутри Солнца так высока, что оно является раскаленным газовым шаром.

Солнце имеет слоистую структуру. В самой внутренней его части температура составляет около 20 млн. градусов (скорости движения атомов между столкновениями равны около 200 км/с). Атомы здесь главным образом лишены электронной оболочки, т. е. многократно ионизованы. Естественно, что эти свободные электроны также входят в состав солнечного вещества. При таких больших температурах там имеется излучение огромной плотности в виде рентгеновских лучей или γ-лучей, которые несут большую энергию. Там происходят термоядерные реакции, при которых определенная доля массы ядер переходит в лучение.

На любом расстоянии от центра Солнца должно соблюдаться равновесие между противоположно направленными силами, а именно гравитационным тяготением, которое направлено к центру Солнца, и давлением потока излучения, которое направлено от центра к поверхности. По мере продвижения из глубины Солнца к его поверхности энергия γ-излучения постепенно уменьшается (происходит бесчисленное число актов поглощения и переизлучения их другими атомами), а само излучение отмечается на большей длине волны. Вначале это излучение проявляется как рентгеновские лучи, затем на другом уровне как ультрафиолетовое излучение и т. д. На поверхности Солнца большая часть излучения — это видимый свет.

Чем же характерны отдельные слои Солнца? На удалении около 700 000 км от центра находится фотосфера Солнца. Здесь солнечный газ становится прозрачным. При наблюдении за Солнцем извне фотосфера и есть тот наиболее глубокий уровень, который доступен наблюдению. От фотосферы Солнца Земля получает большую часть света и тепла. Температура фотосферы равна 6000 К.

Спектр излучения фотосферы непрерывен со всеми видимыми длинами волн, ее толщина 100—200 км. На уровне фотосферы наблюдаются солнечные пятна, которые имеют самое непосредственное отношение к рассматриваемой нами проблеме. К ним мы вернемся позже,

Выше над фотосферой расположен так называемый обращающий слой толщиной около 100 км. Здесь многие атомы или нейтральны, или однократно ионизованы. Под действием излучения атомы возбуждаются и затем, переходя обратно в основное состояние, излучают. Излучение происходит в любом направлении независимо от направления поглощенных лучей. Поэтому в непрерывном спектре фотосферы возникают узкие линии поглощения (фраунгоферовы линии).

Выше обращающего слоя располагается хромосфера Солнца. Она является как кольцо красного цвета в периоды полного затмения, когда перекрывается свет фотосферы. Красный цвет хромосферы обусловлен излучением на длине волны 6563 Å водорода, из которого она состоит.

Спектр обращающего слоя и хромосферы — это линии излучения различных длин волн. Большая часть этих линий образуется теми же самыми атомами, которые создают фраунгоферов спектр. Верхняя граница хромосферы отмечается на 14 000 км, где линии ионизованного кальция перестают быть видимыми.

Температура хромосферы достигает 30 000 К.

Выше хромосферы находится корона Солнца. Она видна невооруженным глазом только во время полных затмений. Это гало белого цвета на фоне хромосферы красного цвета, а также протуберанцев, которые в виде лепестков и лучей простираются на расстояния в несколько солнечных диаметров. Температура короны достигает 1 000 000 К.

Рассмотрим подробнее протуберанцы. Они выходят за пределы хромосферы и проникают далеко в корону. Это светящиеся облака паров. Свет их представляет собой линии излучения водорода, гелия и ионизованного кальция. Температура протуберанцев колеблется в пределах 10 000-20 000 К.

Солнечная активность. Для солнечно-земной физики фундаментальным вопросом является активность Солнца. Именно она определяет степень возмущенности магнитосферы, частоту бурь, их интенсивность и, естественно, закономерности появления полярных сияний.

Основные области, с которыми связывают проблему солнечной активности,— это солнечные пятна. Но даже тогда, когда пятна на поверхности Солнца не видны, эта поверхность имеет топкую структуру. Ее сравнивали с «рисовыми зернами» или «листьями ивы» и т. п. Неоднородность солнечной поверхности обозначается термином «грануляция». Поверхностная яркость гранулы может на 10% превышать яркость окружающего фона. Гранулы возникают и исчезают непрерывно, чем-то напоминая кипение.

Между гранулами иногда образуются поры (темные области). Из нескольких объединенных друг с другом пор образуются солнечные пятна, которые чаще всего появляются парами в виде ведущего (головного) и замыкающего (хвостового) пятен. Головное пятно является западным, поскольку Солнце вращается вокруг своей оси с востока на запад.

Вначале после возникновения размер пятен увеличивается и два головных пятна быстро расходятся по долготе и спустя десять дней отстоят друг от друга на расстоянии 10—15°. Первым распадается хвостовое пятно, тогда как головное живет в четыре раза дольше. Время жизни пятен весьма различно — от нескольких часов до нескольких месяцев.

Солнечное пятно состоит из ядра (тени) и окружающей ядро полутени. Ядро занимает около 1/5 всей площади пятна. Относительное число солнечных пятен R принято как мера солнечной активности. Подсчет ведется по формуле

R = k(10g + f),

где g — число возмущенных областей (в которое входит число групп пятен, а также отдельные изолированные пятна), f — общее число пятен независимо от того, находятся ли они в группах или нет. Постоянная k определяется инструментом наблюдения. Применительно к цюрихскому телескопу с отверстием 8 см и увеличением 64 величина k = l. Эта методика принята в Цюрихской обсерватории, в которую поступают и данные многих обсерваторий мира.

Методика расчета, принятая на Гринвичской обсерватории, основана на измерении полной площади солнечных пятен по фотографиям. Сопоставление обеих характеристик показывает, что они изменяются со временем достаточно синхронно. На основании анализа солнечных данных начиная с 1749 г. было показано, что средний период между двумя последовательными максимумами солнечной активности составляет 11,1 года. При этом отдельные периоды имели продолжительность 7, а некоторые 17 лет. Максимумы солнечной активности также отличаются один от другого. Так, в максимумы 1870 и 1974 гг. солнечных пятен было в три раза больше, чем в 1816 г. — в период самого низкого максимума. В 1957—1958 гг. максимум солнечной активности был еще больше (рис. 1).

Рис. 1. Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен с 1750 г.

Рис. 2. Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен R и приближенных средних широт солнечных пятен (закон Шперера) за 1933—1953 гг.

Буквами в кружках обозначены полярности биполярных солнечных пятен (закон полярности солнечных пятен)

Представляет научный и практический интерес распределение солнечных пятен по широте. Установлено, что с изменением числа солнечных пятен в течение 11-летнего цикла солнечной активности постепенно изменяется и средняя широта, на которой появляются пятна (рис. 2). Видно, что в начале каждого цикла, когда число появляющихся пятен растет от минимума к максимуму, новые солнечные пятна расположены в поясе широт ±30°. Затем они возникают все ближе к солнечному экватору и в период максимума их средняя широта составляет ±16°, а при следующем максимуме даже ±8°. Вблизи минимума солнечной активности пятна старого и нового циклов наблюдаются одновременно: первого — на низких широтах, второго — в высоких. Это закон Шперера.