Солнечная активность

Повышенный нагрев превращает в «дно» короны верхний, более плотный слой хромосферы. В этом убеждают результаты сопоставления оптических и радионаблюдений Солнца, которые дают распределение температуры по высоте над факельной площадкой. Оказывается, что над хромосферой температура в активной области выше 2 млн. градусов и, уменьшаясь с высотой, тем не менее превосходит среднюю температуру короны. Отсюда следует, что энергия волн, идущая от факельной площадки, поглощается в самых нижних слоях короны и в верхней хромосфере, а дальше передается теплопроводностью вдоль магнитных силовых линий. Систематические изменения, которые испытывают отношения интенсивиостей различных корональных и крайних ультрафиолетовых линий в постоянных корональных конденсациях, невозможно объяснить, если не считать их неоднородными. Форма этих конденсаций, безусловно, определяется структурой магнитных полей короны и их эволюцией.

Происхождение протуберанцев (особенно спокойных) связано либо с «вытягиванием» газа из хромосферы, либо, что более вероятно, с охлаждением солнечной короны. Стоит температуре короны уменьшиться в 2—• 3 раза, как наступает тепловая неустойчивость и дальнейшее охлаждение идет самопроизвольно. В охлажденном газе давление падает. Поэтому окружающая корона будет его сжимать. В конце концов образуется холодное плотное облако с давлением, равным внешнему. Известно, что спокойные протуберанцы обычно располагаются либо на линии раздела полярностей магнитного поля в активной области, либо на ее высокоширотной границе, где магнитные силовые линии, выйдя из области, становятся горизонтальными и затем опять поворачивают вниз. Создается впечатление, что протуберанцы «висят» на вершинах арок магнитных силовых линий, прогибая их своим весом. Под влиянием дифференциального вращения Солнца они затем поворачиваются. Это обстоятельство, а также наличие собственного, хотя и небольшого, магнитного поля протуберанцев при высокой их проводимости увеличивает их устойчивость и обеспечивает им «долгую жизнь». Другие типы протуберанцев (выбросы, петлеобразные протуберанцы) тоже развиваются в соответствии с конфигурацией их внутреннего и внешнего магнитного поля. Конечно, имеются большие трудности в объяснении всего многообразия протуберанцев. Поэтому здесь мы ограничимся только самым грубым и простым объяснением наиболее общих их свойств. Появление во время вспышек активной области спорадических корональных конденсаций, связанных с образованием в короне петлеобразных протуберанцев, скорее всего вызвано давлением магнитного поля, проникающего в корону, и охлаждением сжатого газа.

Развитие горизонтального токового слоя вблизи нейтральной (или нулевой) линии магнитного поля ведет к появлению на его краях двух волокон плотной плазмы, параллельных этой линии и расположенных по обе стороны от нее. Такая двухленточная структура, как мы уже знаем, действительно типична для протонных вспышек. После сжатия плазмы происходит ее разрежение около нулевой линии и движение наружу со скоростью, соответствующей напряженности магнитного поля активной области. Тогда же возникает разрыв токового слоя или какой-либо его части. Вследствие прерывания тока появляется сильное электрическое поле, которое помогает понять ускорение большого числа частиц до высоких энергий в течение короткой импульсной стадии вспышки.
Таким образом, горячие электроны во время тепловой стадии вспышки и нетепловые электроны, ускоренные до высоких энергий во время ее импульсной стадии, вдоль магнитных силовых линий проникают в более плотную область вне токового слоя. Они нагревают внешний слой этой области до высоких температур, вызывая при этом рентгеновское излучение и излучение в линиях видимой области спектра (в частности, водородных) в более глубоких слоях солнечной атмосферы. Главная часть магнитной энергии, которая накапливается в области вспышки, рассеивается в течение ее импульсной стадии, когда эту область пополняют ускоренные частицы. Отсюда можно сделать вывод, что вспышка, по-видимому, может рассматриваться прежде всего как явление ускорения частиц, а излучения в оптическом, рентгеновском и радиодиапазонах спектра скорее представляют собой вторичные процессы, обусловленные этими частицами.

Основной задачей теории солнечных вспышек является объяснение источника их энергии и того, как эта энергия передается быстрым частицам. Обычно считается, что главным источником солнечных вспышек является сильное магнитное поле. Хотя имеются два типа моделей вспышек, в одном из которых магнитное поле играет пассивную роль, а в другом активную, мы остановимся на описании моделей второго типа, поскольку в настоящее время нет надежных свидетельств накопления энергии перед вспышкой в иных формах, чем магнитное поле. Наиболее полно такая модель разработана С. И. Сыроватским и его сотрудниками. Нередко ее называют моделью нейтрального токового слоя.
В этой модели деформация первоначального магнитного поля активной области, вызываемая, например, движением пятен группы, приводит к появлению областей сильного электрического тока в плазме, так называемых токовых слоев. Такой слой обычно возникает вблизи линии раздела полярностей магнитного поля, или нейтральной его линии. Развитие токового слоя авоматически ведет к его турбулентности, т. е. хаотическим движениям разного масштаба, и следовательно, к быстрому рассеянию (или диссипации) магнитного поля. Турбулентность плазмы в токовом слое может быть причиной нагрева ее до высокой температуры, появления рентгеновского и нетеплового радиоизлучения, а также ускорения некоторых заряженных частиц до высоких энергий. Кроме того, теплопроводность вдоль магнитных силовых линий в состоянии привести к нагреву соседних, более холодных элементов, прежде всего водорода.

Появление солнечных пятен, характеризующихся малыми величинами температуры, лучистого потока и давления по сравнению с окружающей их солнечной атмосферой, обусловлено «подавлением» конвективного переноса энергии магнитным полем напряженностью около 5000 Гс. Согласно современным представлениям, этот дефицит становится ничтожно малым на глубине примерно 1000 км. Пятна формируются, по-видимому, супергрануляцией, которая концентрирует магнитный поток в вершинах супергранул. Именно в этих местах намагниченное вещество в верхней части конвективной зоны охлаждается путем потери энергии через излучение, пока ослабление конвекции не уравновесит эти потери. Таким образом, создается впечатление, что солнечные пятна не выносятся снизу, а образуются в верхней части конвективной зоны супергрануляционным движением. В этом смысле они выступают как вторичное явление по отношению к биполярной магнитной области. Время жизни групп пятен в значительной степени тоже «диктуется» действием супергрануляции, которая «вольна» раздробить магнитный поток на мелкие части. Тонкую структуру пятен и появление вокруг них ярких, более горячих областей можно объяснить действием так называемой колебательной конвекции, которую не способно подавить даже сильное магнитное поле. Этот тип конвекции представляет собой движение газа вдоль магнитных силовых линий, которые в случае сильного поля можно считать неподвижными. В соседних магнитных трубках движение происходит не в одной фазе, так что энергия переносится вверх как бы шагами, пока не выйдет наружу. Имеются и другие объяснения особенностей возникновения и развития групп пятен, быть может, даже лучшие, чем приведенные здесь. Но они не столь полные. Вот почему мы предпочли здесь ограничиться этим.
Над солнечной фотосферой магнитное поле в активных областях является бессиловым, т. е. любые значительные электрические токи, которые в состоянии изменить магнитное поле, текут вдоль него. Видимо, именно поэтому в солнечной хромосфере в свете красной линии водорода На наблюдают многочисленные вытянутые структуры. Несколько труднее объяснить с помощью этого типа магнитного поля корональные детали. Но в последнее время появились просветы и в этом вопросе, по крайней мере в отношении крупномасштабных коро-нальных структур.
Самым сложным и вместе с тем наиболее интересным в построении физической схемы развития активной области, безусловно, является объяснение явления солнечной вспышки. Чем больше исследователи Солнца бьются над решением этой проблемы, тем больше возникает в ней новых вопросов. Поэтому было бы легкомысленным с нашей стороны изложить здесь даже самые главные (и притом нередко противоречивые) результаты попыток построить теорию солнечных вспышек. Вместо этого, как и для групп пятен, мы ограничимся описанием одной концепции, оговорившись при этом, что время покажет, насколько можно считать ее основательной.

Наклон оси активной области (и ее биполярной магнитной области) к экватору Солнца обусловлен силой Кориолиса (учитывающей влияние переносного движения). На магнитный поток, пересекающий фотосферу, влияют конвективные или волновые движения. Так называемые случайные горизонтальные блуждания в сочетании с дифференциальным вращением Солнца, по-видимому, являются причиной расширения, вытягивания и ослабления «зрелых» биполярных магнитных областей и появления униполярных областей. Появление наиболее развитых активных областей в «излюбленных» долготных интервалах, скорее всего, связано с тем, что их источник расположен в глубоких слоях конвективной зоны, которые вращаются как твердое тело. Но простого и ясного объяснения этой особенности еще нет.
При выходе в солнечную фотосферу магнитный поток распределяется по площади нескольких супергранул за несколько суток, т. е. за время в несколько раз превышающее продолжительность их существования. Фото-сферные магнитные поля со средней напряженностью 200 Гс слишком слабы, чтобы уменьшить конвекцию. Но они в состоянии способствовать усилению звуковых и гидромагнитных волн вблизи фотосферы, увеличивая нелучистый поток примерно в 10 раз. Этим можно объяснить важный и интересный факт более медленного убывания с высотой температуры в факельных площадках по сравнению с невозмущенной фотосферой.

Целью изучения активной области является построение ее физической теории. Но пока такая теория еще не создана. И дело здесь не только в том, что в самой общей картине развития активной области остается пока немало белых пятен, Составляющие ее явления столь разнообразны и противоречивы, что привести их в единую систему до сих пор не удалось. Мы будем говорить только о фрагментах физической схемы развития активной области, созданных к настоящему времени. Надеемся, что в дальнейшем изложении читателя не удивит довольно большое количество «если» и «по-видимому». Это неизбежное следствие наших всегда несовершенных, хотя и увеличивающихся возможностей.
Ранее уже говорилось о том, что магнитные поля и крупномасштабные движения солнечной плазмы лежат в основе рождения и эволюции активной области. Поэтому все наше рассмотрение будет иметь магнитогид-родинамический характер. Солнечные магнитные поля существуют в условиях очень высокой электропроводности. Это позволяет обсудить наиболее важные для нас вопросы в рамках магнитной гидродинамики с бесконечной проводимостью. Прежде чем перейти непосредственно к вопросам физической картины эволюции активной области, запомним, что если в подфотосферных слоях Солнца вещество «контролирует» движение магнитного поля, то в фотосфере кинетическая и магнитная энергии сравнимы между собой, а в хромосфере и короне магнитное поле «управляет» движением солнечной плазмы.
Как мы уже знаем, появление биполярной магнитной области на уровне фотосферы обусловлено всплыванием из подфотосферных слоев Солнца нового магнитного потока. В среднем он составляет 1022 Мкс. Этот поток выносится конвекцией в магнитных жгутах. Пока жгут находится глубоко в конвективной зоне, магнитное давление мало по сравнению с газовым и поэтому заметно не сказывается. Но когда конвекция выносит часть его в верхние слои этой зоны, где газовое давление ниже, жгут получает возможность расширяться, становится легче окружающей среды и всплывает. Теперь поднимающиеся магнитные силовые линии, выйдя в солнечную фотосферу, уже не встретят большого сопротивления и разойдутся по большой области. Они увлекают за собой газ, находящийся внутри жгута. Магнитное поле не препятствует движению вещества вдоль его силовых линий. Поэтому поднимающийся газ будет соскальзывать вдоль них. При расширении магнитных жгутов их напряженности равны нескольким сотням гаусс.

Подавляющее большинство активных областей располагается в «королёвских зонах». Однако в те годы, когда уровень солнечной активности особенно высок, они порой появляются и на широтах выше 40°. Такие высокоширотные области сравнительно менее устойчивы. На перзый взгляд может показаться, что только этим они и отличаются от своих «сестер» из «королевских зон». Но, оказывается, у них имеется еще одно принципиальное отличие. Если скорость вращения обычных активных областей, располагающихся на сравнительно низких широтах, в общем больше, чем скорость вращения фотосферы Солнца, то высокоширотные области вращаются с той же скоростью, что и фотосфера. Отсюда можно прийти к заключению, что высокоширотные активные области располагаются ближе к видимой поверхности Солнца, чем области «королевских зон».
Хотя устойчивость активных областей в основном определяется их внутренними свойствами, в особенности строением их магнитного поля и связанной с ним вспышечнои активностью, немаловажную роль играет их взаимодействие с окружающей солнечной плазмой. Мы могли в этом убедиться уже из сравнения устойчивости высокоширотных и низкоширотных областей. Но еще очевиднее такой вывод следует из сравнения долготного распределения короткоживущих и долгоживущих активных областей. Если у первых оно является практически однородным, то вторые чаще всего располагаются в «излюбленных» долготных интервалах — активных долготах, о которых подробно будет говориться в главе 5. А пока любопытно заметить, что в тех же активных долготах возникает большинство протонных вспышек и рекуррентных (т. е. повторяющихся) групп пятен. Таким образом, устойчивость наиболее развитых активных областей в немалой степени определяется местом солнечной атмосферы, в котором они возникли.

Активные области с продолжительностью «флоккульной» фазы 3 оборота Солнца (около 80 земных суток) не случайно названы тиличными. Действительно, чаще всего они отличаются именно такой «живучестью», которой соответствуют, между прочим, и другие их средние характеристики.

Динамическая классификация активных областей базируется на продолжительности их жизни и вспышеч-ной активности, а также на «живучести» их групп солнечных пятен. Поскольку полное время их жизни определить удается далеко не всегда, вместо него обычно используют длительность «флоккульной» фазы. Основанием для допустимости такой замены служит то, что продолжительность существования всех активных областей после исчезновения в них факельных площадок практически одинакова, а начальная их стадия слишком коротка, чтобы принимать ее во внимание при измерении времени в синодических оборотах Солнца.
Согласно этой классификации, по продолжительности их «флоккульной» фазы (Т) активные области делятся на три типа: короткоживущие (Т = 1—2 оборота Солнца), типичные (Т = 3 оборота) и долгоживущие (Т > 3 оборотов). Дальнейшее подразделение на классы производится по характеристикам их вспышечной активности. Короткоживущие активные области делятся на области без вспышек (Sn) и со вспышками (Sf). Поскольку в них, как правило, вспышечная активность слаба (субвспышки и вспышки балла 1), дальнейшего деления этого типа на классы не требуется. Типичные активные области бывают трех классов: без вспышек (Тп), со слабыми вспышками (Tf) и со вспышками балла 2 и выше (Tgf). Долгоживущие активные области делятся также на три класса: со слабыми вспышками Щ), со вспышками балла 2 и выше (Lgf) и с так называемыми рекуррентными группами пятен (которые живут дольше одного оборота Солнца) и с сильными вспышками (Lrgf). Этот тип всегда отличается вспы-шечной активностью, которая наиболее «выразительна» в рекуррентных группах пятен. В них особенно «любят» появляться протонные вспышки. Таким образом, «жизненный тонус» активных областей определяется прежде всего вспышечной активностью и «мощностью» групп солнечных пятен, которые в них наблюдаются. Они как бы вливают новые силы в области, в которые они входят.