Солнечная активность

После появления биполярной магнитной области вследствие дифференциального вращения Солнца она движется вперед по отношению к магнитной силовой трубке, расположенной под фотосферой. Благодаря этому напряженность поля в ведущей части области выше, чем в хвостовой части. Вот почему обычно ведущее пятно группы преобладает над хвостовым. Постепенно магнитная область расширяется, но при этом ее ведущая часть всегда остается более устойчивой и сильной. По мере расширения области ее магнитные силовые линии движутся наружу в общее поле Солнца. При этом они то соединяются, то разъединяются, и следовательно, такой процесс неизбежно связан с нейтрализацией какой-то части общего поля. Ведущие часи биполярных магнитных областей расширяются к экватору, тогда как хвостовые смещаются к полюсам. В результате вблизи экватора происходит нейтрализация ведущих частей биполярных магнитных областей, а вблизи полюсов объединение их хвостовых частей постепенно создает новое полоидальное поле Солнца противоположной полярности . Согласно расчетам Бэбкока такое смещение к полюсам хвостовых частей разрушающихся биполярных магнитных областей может произойти за первые несколько лет 11-летнего солнечного цикла. Поэтому изменения полярности общего магнитного поля Солнца следует ожидать не в эпоху минимума 11-летнего цикла, а скорее в эпоху его максимума. Более того, такое объяснение вполне допускает, что обращение знака поля в северном и южном, полушариях Солнца может происходить не одновременно.

Таким образом, гипотеза Бэбкока объясняет закон Шперера, закон изменения полярности магнитного поля солнечных пятен при переходе от одного 11-летнего цикла к другому, обращение знака общего магнитного поля Солнца и расширение биполярных областей при их разрушении. К сожалению, она, в сущности, не рассматривает вопрос об источнике энергии, поддерживающей дифференциальное вращение Солнца. А ведь дифференциальное вращение в этой гипотезе имеет ключевое значение. Подход к решению этого вопроса был найден сравнительно недавно. Оказалось, что таким источником вполне может быть конвекция в подфото-сферном слое. И в настоящее время вряд ли можно найти гипотезу о происхождении солнечной цикличности, которая бы столь полно использовала все имеющиеся данные наблюдений солнечной активности, как гипотеза Бэбкока.
Следующий важный шаг в создании динамо-теорий солнечных циклов сделал американский астрофизик Р. Лейтон. В отличие от Бэбкока, удовлетворившегося построением чисто качественной модели, он создал полуколичественную модель цикла солнечной активности. Он занимался решением магнитогидродинамических уравнений и вместе с тем не мог не опираться на фактические данные наблюдений Солнца. В основе модели Лейтона тоже лежит усиление магнитного поля дифференциальным вращением. Модель эта во многом сходна с моделью Бэбкока. Но, в отличим от последней,она учитывает связь между активными процессами на различных широтах Солнца. Кроме того, в этой модели магнитное поле никогда не является чисто поло-идальным, а зона пятнообразования не только смещается к экватору, но и расширяется с ходом 11-летнего цикла. Наконец, в модели Лейтона не требуется введение магнитных силовых трубок. Поэтому она заменяет дискретную картину закона Шперера, присущую гипотезе Бэбкока, непрерывной.

Обратимся теперь непосредственно к динамо-теориям солнечных циклов, или, выражаясь более точно, теориям гидромагнитного солнечного динамо. Долгое время создание таких теорий считалось вообще неразрешимой задачей. К такому выводу привело рассмотрение простейших осесимметричных движений на Солнце, которые, как было строго доказано, не в состоянии поддерживать устойчивое магнитное поле. Но в 1955 г. Паркер сделал решительный шаг, который превратил невозможное в реально осуществимое; предложив (правда, в самой общей, эвристической форме) производить усреднение уравнений магнитной гидродинамики по составляющим среднего магнитного поля (т. е. поля, усредненного по долготе). Кроме того, он объединил этот прием с эффектом несимметричного поднимания петель, т. е. с несимметричными мелкомасштабными движениями в конвективной зоне Солнца. Как это нередко случается, сначала на идеи Паркера не обратили внимания, а затем о них вообще забыли почти на десять лет. И вспомнили об этой работе, только когда советский физик С. Н. Брагинский и астрофизики из ГДР М. Штейнбек, Ф. Краузе и К.-Х. Редлер уже не в форме прикидки, а вполне строго предложили два подхода к решению задачи гидромагнитного динамо. Первый из них, принадлежащий Брагинскому, опирается на то, что среднее магнитное поле может поддерживаться даже при слабом отклонении движений от осевой симметрии. Такой подход вполне оправдан при высокой электропроводности жидкости, характерной для подфотосферного и фотосферного слоев Солнца. Тогда если магнитное поле преимущественно тороидальное, то неосесимметричные движения действительно могут создавать эффективную электродвижущую силу, которая создает тороидальный ток, генерирующий полоидаль-ное поле. Вспомним, что дифференциальное вращение Солнца может превратить его полоидальное магнитное поле в тороидальное. Значит, подход Брагинского дает возможность получения замкнутого динамо-цикла: полоидальное поле превращается в тороидальное и обратно. Подход Штейнбека, Краузе и Редлера является более общим. Для той же цели, что Паркер и Брагинский, они используют турбулентную (т. е. хаотическую) конвекцию, присущую подфотосферному слою Солнца, которая отличается отсутствием зеркальной симметрии. Эта работа получила особенно широкую известность и развитие в более поздних динамо-моделях солнечных циклов, явившихся предметом обсуждения специального симпозиума Международного астрономического союза в Праге в 1975 г. «Основные механизмы солнечной активности». Все динамо-модели, начиная с построенных Бэбкоком и Лейтоном, являются кинематическими, т. е. для них безразлично, откуда взялся тот или иной тип движения и магнитного поля (все эти характеристики считаются заданными).

Итак, практически все модели гидромагнитного солнечного динамо держатся на «двух китах»: дифференциальном вращении и турбулентной конвекции. Но имеется еще одна сторона в моделях подобного рода, которая оказывается самой уязвимой. Дело в том, что создать нужное магнитное поле и внести его в солнечную атмосферу оказывается гораздо легче, чем избавиться от его излишков. Ведь обычно в космических условиях из-за громадных характерных размеров магнитное поле удерживается в лучшем случае не меньше сотни лет. Поэтому вместо обычной диффузии, привычной для классической электродинамики, приходится вводить турбулентную диффузию. Вычисление ее коэффициента базируется на теории случайных процессов, и поэтому как только речь заходит о турбулентной диффузии, так сразу же доказательство уступает свое место как бы символу веры (лучше сказать, доверия или уверенности, но это не меняет дела). Но так или иначе только этим способом динамо-модель позволяет за нужное время избавиться от избыточного магнитного поля.
Как уже, вероятно, понял читатель, исходное полоидальное магнитное поле в динамо-теориях солнечных циклов принимается сравнительно слабым, с напряженностью во всяком случае не выше сотен гаусс. Именно поэтому движения могут диктовать этому полю в конвективной зоне Солнца свою волю. Очень важен для динамо-моделей вопрос о характере изменения угловой скорости вращения с глубиной в подфотосферной конвективной зоне, т. е. о знаке радиального градиента угловой скорости и о соотношении его с широтным градиентом этой скорости. Почти во всех современных моделях подобного рода его принимают отрицательным. Однако в некоторых из них знак этого градиента изменяется внутри конвективной зоны.

Было бы наивным и определенно излишним пытаться заинтересовать широкого читателя всем обилием решений магнитогидродинамических уравнений, которые занимают доминирующее место в работах по теории гидромагнитного динамо. Это скорее вопросы прикладной математики (поскольку чаще всего решения получены численными методами), чем физики Солнца, тем более, что все эти численные эксперименты, как называют их сами авторы динамо-моделей, интересны не столько способом их проведения, сколько их результатами. Вот на этих результатах мы и сосредоточим свое внимание. Заметим лишь, что решение уравнений, как правило, в таких исследованиях проводилось в линейном приближении. Только буквально в самые последние годы появились работы, учитывающие так называемые нелинейные эффекты, суть которых сводится к обратному воздействию магнитного поля на движения.

Как показали численные эксперименты, наиболее удовлетворительное согласие теории с наблюдениями получается, если помимо изменения угловой скорости вращения Солнца с широтой учитывать также изменение ее с глубиной, хотя и сравнительно медленное. В результате получаются две ветви динамо-волны, начинающиеся на средних широтах и смещающиеся к полюсу и к экватору. Следует иметь в виду, что радиальный градиент угловой скорости уменьшает тороидальное поле и увеличивает полоидальное. Тем самым он как бы автоматически учитывает полоидальные поля несколько более сильные и активные на полярной ветви, чем на экваториальной, в согласии с наблюдениями. Магнитная активность, возникающая на высоких широтах примерно за год до появления первых пятен нового цикла, является прямым продуктом экваториального ускорения Солнца. Радиальный же градиент угловой скорости его вращения частично подавляет развитие полярной ветви. В то же время основные магнитные поля, возникающие на средних широтах и от них мигрирующие к экватору и полюсу, представляют собой главным образом продукт радиального градиента угловой скорости. Итак, детали подфотосферного вращения Солнца прямо отражаются на поведении поверхностных магнитных полей. Имеются веские основания считать источник солнечной активности расположенным в нижней части конвективной зоны, на глубине не меньше 200 000 км. Более того, даже эта глубина кажется маловатой для обеспечения соизмеримости с временными характеристиками И-летнего цикла. И тут на помощь нам приходит недавно открытый диамагнитный эффект конвективной зоны, суть которого сводится к смещению магнитных силовых линий к дну этого подфотосферного слоя. Характерное время этого смещения равно примерно одному году и не зависит от напряженности поля.

Модели линейного гидромагнитного солнечного динамо объясняют только основные особенности 11-летнего и 22-летнего циклов солнечной активности: периодичность в изменении полярности магнитного поля полярных и близэкваториальных областей Солнца и смещение максимумов этого поля по широте, фазовые соотношения между полоидальной и тороидальной составляющими поля. Это не так мало. Естественно было бы ожидать от них также объяснения и более длинных солнечных циклов, а также и возможных нерегулярных долговременных изменений уровня солнечной активности. Но это под силу только нелинейным динамо-теориям. Путь к решению этой задачи лежит через изучение нелинейного обратного воздействия магнитного поля на генерирующие его движения. Хотя такие исследования находятся еще, можно сказать, в младенческом возрасте, они уже дали самое главное, что от них можно было ожидать. А именно, оказалось, что если такой механизм нелинейного обратного воздействия на систему «дифференциальное поле — крупномасштабная конвекция» действительно работает, тогда солнечное динамо должно испытывать модуляцию, связанную с солнечным циклом. Прежде всего он приводит к модуляции 80—90-летнего или 55-летнего циклов, причем сохраняется устойчивое 11-летнее колебание магнитного поля.
Кроме того, в результате этого обратного воздействия может происходить сильное ослабление крупномасштабной конвекции, которое приведет к резкому понижению уровня солнечной активности, характерному для продолжительных ее минимумов типа маундеровского. Заметим, что недавно было выдвинуто еще одно любопытное объяснение солнечных минимумов подобного рода, согласно которому их появление связано с перестройкой типа крупномасштабной конвекции от меридионального к широтному. На этом нам придется поставить точку, хотя именно в этой области сейчас следует ожидать наибольшего продвижения вперед динамо-теорий солнечной цикличности.
Вы, наверное, уже обратили внимание на то, что здесь ни единого слова не было сказано об объяснении существования активных долгот. Это невозможно сделать даже с помощью моделей нелинейного осесиммет-ричного гидромагнитного солнечного динамо. Для этого требуются неосесимметричные решения уравнений динамо. Пока в данном направлении предприняты только первые, хотя и обнадеживающие шаги. Но здесь предстоит еще очень большая работа.

Как вы помните, динамо-модели солнечных циклов обычно исходят из существования в подфотосферной конвективной зоне Солнца сравнительно слабого и диффузного среднего магнитного поля. Это неплохо согласуется с картиной, даваемой солнечным магнитографом, который вырезает площадки солнечной фотосферы достаточно большого размера, т. е. с картиной усредненного (или крупномасштабного) магнитного поля. Однако чем дальше, тем больше исследователи Солнца, особенно наблюдатели, укрепляются в мнении, что на самом деле солнечное магнитное поле состоит из отдельных силовых трубок с поперечным сечением порядка 100 км и имеет в них напряженность 1000—2000 Гс, что по крайней мере в 10—100 раз выше, чем получается из магнитографических измерений. А если это так, то сразу же возникает вопрос, насколько данный факт важен для теории. Пока нет определенного ответа на вопрос создателей динамо-теорий солнечных циклов, какому из приведенных здесь значению магнитной напряженности (1000 или 2000 Гс) следует отдать предпочтение, рано подвергать модели солнечного динамо сомнению и тем более отвергать их. Но уместно сказать в связи с этим, что сейчас теория солнечных циклов находится на распутье. Если магнитная напряженность в силовых трубках окажется равной 2000 Гс, сторонники динамо-теорий солнечных циклов попадут в крайне затруднительное положение.

Если подходить с этой точки зрения к ныне разработанным гипотезам о происхождении солнечной цикличности, то самой незыблемой из них, как и прежде, оказывается модель Бэбкока. Между прочим, критики динамо-теории считают, что она была «притянута за уши» в число моделей этого рода и в равной степени могла бы свидетельствовать и против них. Во всяком случае, главный упрек, который выдвигается в отношении этой гипотезы, относится к смене знака магнитного поля в полярных областях Солнца. Интересно, что по этому вопросу Бэбкока критикуют и как наблюдателя и как теоретика. С одной стороны, если учесть трудность в определении направления элементов магнитного поля вблизи полюсов, может оказаться ошибочным вывод об обращении знака этого усредненного полоидаль-ного поля. Более того, по мнению австралийского астрофизика Дж. Пиддингтона, вряд ли можно считать это поле полоидальным. Скорее оно представляет собой часть тороидального поля, вынесенную в полярные области. С другой стороны, если бы смена полярности по-лоидального поля происходила так, как это описано в модели Бэбкока (а также в динамо-моделях), то через два—три 11-летних цикла Солнце полностью потеряло бы свое магнитное поле. Первый из упреков можно скорее считать простым опасением, но второй не так уж безоснователен.

Самым же уязвимым местом динамо-теорий солнечных циклов является лежащая в их основе турбулентная диффузия. Как уже отмечалось, она привлечена для того, чтобы избавиться от излишнего магнитного поля после его усиления. Противники этой точки зрения, в особенности Пиддингтон, доказывают, что такой роли турбулентная диффузия не сыграет и что, наоборот, она приведет к еще большему усилению поля. Пытаясь уйти от этих возражений, Паркер предложил ввести в динамо-теорию существенное изменение. Он полагает, что вместо быстрого слияния магнитных петель, образованных в результате турбулентной конвекции, поле вытягивается в длинные тонкие волокна, которые могут сливаться с соседними противоположно направленными волокнами и затем исчезают. В результате действия такого механизма быстрого роста поля не происходит. И тем не менее, даже при такой модификации динамо-теории солнечных циклов, возражения Пиддингтона имеют основания, как утверждает сам Паркер.