Солнечная активность

Гораздо сложнее проявление солнечной активности в нижней атмосфере Земли — тропосфере. Это воздействие бывает прямым только в редких случаях. Чаще всего оно является опосредованным: изменения условий в верхней атмосфере постепенно «раскачивают» тропосферу и приводят к колебаниям погоды и климата. Ведь нижняя атмосфера — очень инертная, с трудом поддающаяся «раскачке» система. Но если в течение длительного времени подвергать ее «давлению» в одном направлении, даже совсем незначительному, результат может оказаться довольно внушительным. Именно так и воздействует солнечная активность на тропосферу.
Можно найти немало статей и даже книги, в которых обсуждаются вопросы влияния солнечной активности на уровень озер и грунтовых вод, на животный и растительный мир, на здоровье человека. Если сейчас эти вопросы еще находятся в стадии статистической разработки, то это совсем не значит, что такие исследования лишены смысла. Просто всегда легче сначала обнаружить такие связи, которые сразу всплывают на поверхность.
Итак, мы видим, что воздействие Солнца на Землю является весьма разносторонним. И трудно сказать, известны ли нам в настоящее время все стороны этого воздействия.
Теперь, после этого несколько затянувшегося (но, надеемся, не без пользы для дальнейшего понимания) введения, мы можем перейти к нашему основному предмету — солнечной активности.

Естественно, что обитателя Земли больше всего интересует своеобразная переменность нашего дневного светила, или, как чаще ее называют, солнечная активность. Хотя этим вопросом ученые занимаются уже больше двухсот лет, только в последние десятилетия, когда на смену чисто статистическим исследованиям пришли комплексные работы, использующие самые совершенные средства наблюдения (как с Земли, так и из стратосферы, а также с искусственных спутников Земли и космических ракет), был достигнут существенный прогресс в изучении солнечной переменности.
В этой книге сделана попытка кратко суммировать современные представления о солнечной активности. Особое внимание будет уделено наиболее общим ее закономерностям, связанным с изменениями (количественными и качественными) этих явлений со временем.
Читателя не должно удивлять то обстоятельство, что нам не удастся ответить на многие из поставленных здесь вопросов. Дело в том, что если в прошлом столетии о Солнце, как считали ученые того времени, знали всё (уровень наблюдений тогда позволял получить лишь немногочисленные данные), то нынешнее обилие данных значительно усложнило положение. Теперь вряд ли можно найти исследователя Солнца, который мог бы твердо сказать, что ему удалось понять сущность солнечной активности и построить единую теорию. Но это совсем не значит, что ныне исследователи Солнца хуже понимают то, что на нем происходит. Они ближе подошли к решению своей основной задачи —поставить Солнце на службу человечеству. Эти, пожалуй, слишком «пышные» слова сводятся к умению достаточно надежно предвидеть те или иные явления солнечной активности и их воздействия на Землю в самом широком смысле этого слова. Если подходить к оценке современных знаний о Солнце именно с этой меркой, то станет ясным, что хотя сейчас мы находимся гораздо ближе к осуществлению заветной цели, тем не менее мы еще далеки от полного успеха в познании природы солнечной активности.
Здесь мы не собираемся специально останавливаться на многочисленных проявлениях воздействия солнечной активности на Землю, поскольку это очень большая и интересная самостоятельная тема для специального разговора. Ограничимся только самыми общими замечаниями по этому вопросу. Ранее мы уже говорили о том, что Солнце в свое время «определило» условия в атмосфере нашей планеты. Но, к сожалению, к этому «доброму делу» оно нередко добавляет такие, которые никак не назовешь добрыми. Еще в середине прошлого века было обнаружено, что Солнце вполне в состоянии «сбивать» с пути корабли, приводя магнитную стрелку компаса в «самое хаотическое состояние» Это солнечные частицы, врываясь в магнитосферу Земли, вызывают возмущения ее магнитного поля, так называемые геомагнитные бури. Ныне мы знаем, что различные виды солнечного излучения и солнечные частицы, которые вырываются из атмосферы Солнца, непосредственно воздействуют на магнитосферу нашей планеты. Помимо геомагнитных бурь, они вызывают внезапные нарушения радиосвязи, особенно в диапазоне коротких волн, и полярные сияния. Кроме того, солнечная активность приводит к ослаблению космических лучей, приходящих к нам из Галактики, или приносит в окрестности Земли протоны солнечных космических лучей.

Крупномасштабные детали магнитного поля одной полярности, как правило, стремятся к сближению и объединению. Именно таким образом появляются устойчивые ряды и «потоки» этих деталей, а также гигантские регулярные структуры поперечником до 400 тыс. км, по-видимому, тоже связанные с конвективными движениями.
Пока мы говорили только о солнечных магнитных полях небольшой напряженности, которые иногда не совсем точно называют фоновыми. Более детальные исследования показывают, что обычно они концентрируются в тонкие магнитные силовые трубки напряженностью 1500 Гс. Магнитные поля Солнца весьма разнообразны и по своей силе. Так, впервые обнаруженные в начале нынешнего века магнитные поля солнечных пятен имеют напряженность до 4000 Гс. Именно по ним и был установлен магнитный цикл нашего дневного светила.
В верхних слоях солнечной атмосферы, хромосфере и короне магнитные поля несколько больше, чем в фотосфере и по напряженности лишь немного уступают им. Итак, магнитные поля, в сущности, пронизывают все Солнце и даже выносятся солнечным ветром в межпланетное пространство. Они регулируют движения солнечной плазмы и другие ее характеристики. Учитывая все это, можно определенно утверждать, что Солнце является магнитно-переменной звездой, хотя переменность эта неизмеримо слабее, чем у некоторых особых звезд, которые называют магнитными.

Магнитное поле Солнца состоит из двух главных составляющих: полоидалыюй (вдоль его меридиана) и тороидальной (вдоль его параллелей). Полоидальное поле сосредоточено главным образом в полярных областях до гелиографических широт 55°. Его средняя напряженность не превышает 1—2 Гс. Тороидальное поле располагается по обе стороны от экватора на более низких широтах. Его средняя напряженность составляет десятки гаусс, а в отдельных областям достигает 100—150 Гс. Эти составляющие как бы взаимно дополняют друг друга: когда первая из них достигает максимального значения напряженности, вторая обладает минимальной ее величиной. Полярности их изменяются со временем тоже в противофазе.
Тороидальное магнитное поле характеризуется двумя типами магнитных областей: биполярными и униполярными. Биполярные области обычно имеют два четко выраженных магнитных полюса противоположной полярности и существуют в течение 2—3 солнечных оборотов. Униполярные области обладают одной преимущественной полярностью, поскольку вторая настолько слаба, что вообще не поддается измерению, и отличаются гораздо большей «живучестью» (до 6—7 солнечных оборотов). Они располагаются, как правило, несколько ближе к полюсам и отличаются значительно меньшей напряженностью поля, чем биполярные. На магнитные области тороидального поля, особенно биполярные, сильно воздействует дифференциальное вращение Солнца.
Характерной особенностью солнечных магнитных полей является усиление их на границах супергранул, которые, как уже говорилось, представляют собой ячейки конвективных движений солнечной плазмы. Сейчас можно уверенно утверждать, что значительная часть магнитного потока сконцентрирована именно на этих границах. Такая ситуация служит лучшим свидетельством тесной связи между магнитными полями и движениями в атмосфере Солнца.

До сих пор мы подчеркивали, что Солнце — звезда спокойная. Но спокойствие это только относительное. На самом деле солнечная атмосфера подобна бурлящему океану, вид которого то и дело изменяется. И все же не движения вещества и не другие разнообразные явления, наблюдаемые в его атмосфере, служат определяющим признаком изменчивости нашего дневного светила. Такую роль играют солнечные магнитные поля.
Долгое время наблюдения Солнца были уделом астрономов-любителей, которым мы обязаны не одним важным открытием. Но только со второй половины XIX в. начались его астрофизические исследования. И хотя магнитные поля на Солнце были открыты еще в начале нынешнего столетия, потребовалось больше сорока лет, чтобы получить хотя бы в общих чертах картину солнечного магнетизма. Решающую роль в этом сыграл созданный в начале 50-х годов американскими астрофизиками Бэбкоками солнечный магнитограф, который позволил измерять магнитные поля напряженностью до десятых долей гаусса. С его помощью были не только проведены первые надежные измерения фотосферных магнитных полей в полярных областях Солнца, но и открыты магнитные звезды.

Гораздо труднее было изучить самую внешнюю часть атмосферы нашего дневного светила — солнечную корону. Плотность ее столь мала, а излучение столь слабо, что совсем недавно ее могли наблюдать только во время полных солнечных затмений. Из этих наблюдений астрономы узнали, что больше всего света корона излучает в особых «корональных линиях» и что она простирается в пространство на десятки солнечных радиусов. Только каких-нибудь 40—50 лет назад астрономы впервые сумели наблюдать внутреннюю часть солнечной короны вне затмения с помощью специального инструмента — внезатменного коронографа, в котором создается искусственное полное солнечное затмение и частично устраняется рассеянный свет неба и инструмента. Примерно в то же время была раскрыта загадка таинственного элемента «корония», которому приписывались яркие линии короны. Оказалось, что они вызваны свечением железа и никеля, только находящихся в совершенно необычном состоянии, когда вследствие исключительно высокой температуры (примерно 1—2 млн. градусов) и разреженности атомы этих химических элементов теряют от девяти до четырнадцати электронов.
Солнечная корона имеет сложную структуру. Первая из ее составляющих, «электронная» корона, представляет собой непрерывное излучение, которое возникает вследствие рассеяния фотосферного света на свободных электронах. Это было установлено еще тогда, когда при наблюдениях полных солнечных затмен-ий выявили зависимость степени поляризации света короны от длины волны, позиционного угла и яркости. Вторая, «эмиссионная» корона, дает излучение в корональ-ных линиях, о которых мы уже говорили. Иногда говорят еще о третьей составляющей, которая характеризуется однородным распределением ее неполяризованного излучения вокруг Солнца и появлением в нем фраун-гоферовых линий. Ее яркость сравнительно медленно убывает с расстоянием. Но оказалось, что связь этой составляющей с Солнцем кажущаяся и обусловлена исключительно свойствами рассеяния света пылинками в межпланетном пространстве.

Солнечная хромосфера излучает не только в видимом, но и в ультрафиолетовом и отчасти рентгеновском диапазонах спектра, а также в радиодиапазоне с длиной волны меньше 15 см. Пожалуй, самое поразительное ее свойство состоит в том, что при дальнейшем убывании с высотой плотности и давления температура в ней не уменьшается, а возрастает от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч градусов. Такое резкое повышение температуры, согласно современным представлениям, обусловлено волнами, возникшими еще в конвективной зоне и проникающими через толщу фотосферы и хромосферы, которые несут достаточно большой запас механической энергии. Естественно, в их распространении большую роль играют и магнитные поля.
Не менее удивительной особенностью солнечной хромосферы является ее исключительная неоднородность, особенно относящаяся к температуре и скоростям движения. Наиболее рельефно она проявляется в существовании крупномасштабных ячеек поля скоростей, средний размер которых составляет примерно 30 тыс. км. Эти ячейки называются супергранулами. Они тесно связаны с хромосфернои сеткой, отчетливо наблюдаемой в линиях ионизованного кальция и красной линии водорода, а также с сеткой усиленного магнитного поля.
В красной линии водорода над солнечным лимбом можно наблюдать мелкие вертикальные выступы, которые и создают впечатление огненной прерии. Это спи-кулы. В среднем их диаметр составляет 1000 км, длина— 6—10 тыс. км, а температура— 10—20 тысяч градусов. Похоже на то, что они выбрасываются из нижней хромосферы со скоростью 20—30 км/с на высоту 9 тыс. км. Спикулы располагаются преимущественно на границах супергранул.

Солнечная фотосфера имеет тонкую структуру. Как стало ясно в результате стратосферных наблюдений, она состоит из светлых пятнышек довольно неправильной формы (гранул), разделенных более узкими темными межгранульными промежутками. Размеры гранул колеблются от 150 до 1500 км. Температура их на несколько сотен градусов выше, чем в соседних темных
участках, которые отличаются большей устойчивостью. Фотосферная грануляция характеризуется преимущественно вертикальными движениями со скоростями 1—2 км/с и, как сейчас считают, является порождением конвективной зоны и возникших в ней волновых движений. Как мы увидим дальше, большую роль в ней играют магнитные поля.
Более высокие слои атмосферы Солнца недоступны для наблюдений в обычном белом свете, поскольку они очень разрежены и излучают только в отдельных спектральных линиях. Всего каких-нибудь сто лет назад об их существовании знали только благодаря наблюдениям полных солнечных затмений. В те немногие минуты, когда Луна закрывала солнечный диск, можно было видеть окаймляющее его узкое розоватое кольцо, вид которого напоминает огненную прерию. Это солнечная хромосфера — довольно протяженный слой атмосферы Солнца, простирающийся на тысячи километров над уровнем фотосферы. Она светится преимущественно в ярких линиях водорода, ионизованного кальция и гелия. Со временем астрономы создали специальные приборы, позволяющие «вырезать» из белого света свет этих линий, и таким образом получили возможность наблюдать солнечную хромосферу в любой погожий день вне затмения Солнца. Это произошло еще в прошлом столетии.

Наиболее легко доступна наблюдениям самая нижняя часть атмосферы Солнца — фотосфера. Ее можно видеть даже невооруженным глазом через зачерненное стекло (необходимое, чтобы яркий солнечный свет не повредил зрения). Толщина фотосферы очень невелика: она не превышает нескольких сотен километров. Зато из нее выходит большая часть излучаемой Солнцем энергии с максимумом в видимой области спектра. Поэтому иногда ее называют видимой поверхностью Солнца. Но вряд ли такое название, нередко заменяемое в популярных брошюрах словами «солнечная поверхность», можно считать оправданным. Ведь фотосфера — довольно протяженный слой, который беспрепятственно пропускает свет в лежащие выше прозрачные слои атмосферы и создает резко очерченный край солнечного диска.
Через фотосферу энергия переносится, как и в недрах Солнца, преимущественно излучением и частично звуковыми волнами. Температура фотосферы составляет в среднем примерно 6000 К. Она убывает по направлению к лежащим выше слоям солнечной атмосферы, достигая минимального значения в слое так называемого температурного минимума. Фотосфера отличается очень большой непрозрачностью. Она является единственной на Солнце областью нейтрального водорода. Благодаря соединению с его атомами свободных электронов, возникших в основном в результате полной ионизации металлов, в фотосфере образуются отрицательные ионы водорода. Это протоны, с которыми связаны не один, а два электрона. Именно отрицательные ионы водорода прежде всего служат причиной столь сильного поглощения фотосферным веществом излучения в видимой области спектра.

Существуют многочисленные модели конвективной зоны Солнца. Все они опираются на различные (нередко полукачественные) теории конвекции и дают весьма противоречивые данные, которые трудно связать с соответствующими параметрами более глубоких слоев и фотосферы Солнца. Поэтому не будем заниматься их разбором в надежде на появление в недалеком будущем большей ясности в этом вопросе. Но при всей скудости нынешних знаний о конвективной зоне уже Сейчас исследователи Солнца отчетливо представляют себе, что она играет для Солнца исключительную роль уже хотя бы потому, что служит колыбелью разнообразных видов движения и магнитных полей, которые мы имеем возможность наблюдать в солнечной атмосфере.