Солнечная активность

Воздействие на верхнюю атмосферу корпускулярного излучения Солнца

admin — Mon, 06 Sep 2010 17:22:58 +0000

Гораздо сложнее дело обстоит с воздействием на верхнюю атмосферу корпускулярного излучения Солнца. Прежде всего следует отдавать себе отчет в том, что понятие это, в сущности, сборное, объединенное лишь тем, что речь в нем идет о потоках солнечных частиц. Оно включает в себя по крайней мере три составляющие. Во-первых, это потоки заряженных частиц солнечного ветра. Они обладают сравнительно низкими энергиями (500—2000 эВ для протонов и 0,3—1 эВ для электронов) и умеренной скоростью (300—600 км/с). Во-вторых, это потоки заряженных частиц из активных областей Солнца, в частности, солнечных вспышек. Энергии протонов сильных вспышек могут достигать 20 кэВ, а электронов—10 эВ, скорости — 3000 км/с. Что же касается частиц протонных вспышек, то они обладают энергиями 10—1000 МэВ и скоростями от 10 000 км/с до величин, близких к скорости света. Плотность частиц в таких потоках достигает нескольких сотен в 1 см3, т. е. примерно на порядок выше, чем в солнечном ветре. Наконец, в-третьих, это потоки заряженных частиц из рекуррентных униполярных магнитных областей, связанных с корональными дырами. Им присущи энергии 5000 эВ для протонов и несколько эВ для электронов при скорости около 1000 км/с и плотности порядка нескольких десятков частиц в 1 см3.
Необходимо подчеркнуть, что только протоны энергий, характерных для протонных вспышек, в состоянии проникать глубоко в земную атмосферу; что же касается остальных составляющих корпускулярного излучения Солнца, то они недостаточно энергичны, чтобы не быть задержанными магнитным полем Земли, и только после ускорения до необходимых энергий могут попасть в верхние слои земной атмосферы.

Поток солнечных частиц

admin — Thu, 19 Aug 2010 17:23:32 +0000

Приближаясь к Земле со сверхзвуковой скоростью, поток солнечных частиц, обладающий высокой электропроводностью, вступает во взаимодействие с геомагнитным полем. При этом в нем возникает система индуцированных электрических токов, магнитное поле которых сильно искажает геомагнитное поле. Оно уничтожает магнитное поле Земли внутри потока солнечного ветра и усиливает геомагнитное поле перед фронтом этого потока. В результате в потоке образуется полость, внутри которой расположена Земля со своим магнитным полем. Эту полость называют магнитосферой.
Обращенная к Солнцу граница магнитосферы находится в среднем на расстоянии 10—12 радиусов Земли. При обтекании геомагнитного поля солнечным ветром возникает устойчивая ударная волна, т. е. граница, отделяющая области пространства с существенно различными характеристиками плазмы и магнитного поля. На некотором расстоянии перед ней расположена магнито-пауза, которая служит границей магнитосферы и имеет толщину 100—200 км. Между ударной волной и магни-топаузой образуется переходная область, отличающаяся турбулентным состоянием вещества и неправильными колебаниями магнитного поля. Магнитогидродинамиче-ское взаимодействие солнечного ветра с геомагнитным полем «сдувает» часть силовых линий с дневной стороны (обращенной к Солнцу) на ночную и тем самым приводит к образованию хвоста магнитосферы, или геомаг нитного хвоста, который можно проследить до 1000 радиусов Земли. Силовые линии этого хвоста по обе стороны от геомагнитного экватора имеют противоположное направление. Около экватора они находятся так близко друг к другу, что могут соединяться, создавая вблизи геомагнитного экватора нейтральный слой, напряженность магнитного поля в котором близка к нулю, а направление перпендикулярно к плоскости геомагнитного экватора. На дневной стороне северной и южной полярных шапок Земли образуются замкнутые воронкообразные области, которые получили название дневных полярных каспов. Они отделяют замкнутые силовые линии на дневной стороне магнитосферы от разомкнутых, уходящих в ее хвост.

Несколько типов небесных объектов,

admin — Thu, 05 Aug 2010 17:31:43 +0000

Имеется несколько типов небесных объектов, таких как звезды-карлики класса М с линиями излучения, звезды типа Т Тельца и некоторые двойные звезды, у которых заметны импульсные явления, в отдельных случаях сход-ные с солнечными вспышками, а в других — существенно отличающиеся от них. Изучение таких явлений у вспыхивающих звезд, отличающихся широким разнообразием физических условий, естественно сочетать с исследованием солнечных вспышек. В частности, особенно важны для выявления связи вращения и звездной активности надежно установленные корреляции между показателями вспышечной активности, возрастом звезд, кратностью системы и скоростями вращения. Фотометрическое изучение упомянутых и связанных с ними других небесных объектов может дать новые представления о ранних стадиях эволюции нашего дневного светила и звезд типа Солнца. Для этой цели целесообразнее всего проведение в течение нескольких лет высокоточных фотометрических наблюдений в линиях На водорода и К ионизованного кальция 20 звезд, проявляющих значительную хромо-сферную активность. Для более активных и более ярких вспыхивающих звезд применение высокоскоростной спектроскопии с высоким разрешением позволит изучить вы деление магнитной энергии, температуру и давление во вспышечном взрыве, а также реакцию атмосферы звезды и звездного окружения на вспышку.
Определенные классы звезд (такие, как BY Дракона и BS Гончих Псов), отличающихся быстрым вращением,по-видимому, покрыты образованиями, аналогичными солнечным пятнам. Только такие образования охватывают значительно большую долю поверхности звезды, чем пятна на Солнце, и отличаются гораздо большей «живучестью». Определение циклов активности, скоростей вращения и дифференциального вращения «запят-ненных» звезд было бы ценным вкладом в теорию. Здесь необходимы высокоточные фотометрические и спектральные наблюдения в течение нескольких лет.
Как известно, магнитное поле Солнца является основой его активности. Отличаясь очень сложным строением, оно с трудом поддавалось измерению, когда Солнце изучалось как звезда, т. е. в целом. К настоящему времени разработана и испытана новейшая техника измерений слабого магнитного поля, которая позволяет не только находить его напряженность, усредненную по солнечному диску, но и показывать прохождение его секторных границ. Эта техника может быть применена для определения характеристик интегрального магнитного поля множества звезд, в том числе типа Солнца. Уже получены первые результаты таких измерений, которые привели к предварительным выводам исключительной важности. Они показали не только сильную неоднородность хромо-сферной активности, но и возможную зависимость особенностей магнетизма звезд от их возраста. Если последний вывод подтвердится на большем материале наблюдений, трудно переоценить его значение для проблемы происхождения звездного магнетизма. Во всяком случае это будет означать необходимость коренного изменения нынешних идей о звездных динамо.
Мы уже говорили о существовании на Солнце коро-нальных дыр, которые, по крайней мере частично, являются ответственными за появление высокоскоростных потоков солнечного ветра . Известно, что корональные дыры могут быть обнаружены, в частности, из наблюдений в линии гелия 10 830 А. Оказалось, что и на других звездах отмечается переменность интенсивности излучения этой линии. Вполне возможно, что она отражает эволюцию звездных корональных дыр. Учитывая, что солнечным корональным дырам присуще почти жесткое вращение, было бы интересно регистрировать звездные корональные дыры как показатель вращения звезд и структуры звездных ветров. Следует обратить внимание также на существование обратной связи между появлением некоторых хромосферных линий излучения и величиной потери массы звезд. Оно свидетельствует о том, что звездные ветры играют решающую роль в общем балансе энергии внешних атмосфер звезд. Учитывая все это, необходимо проведение одновременных наблюдений большого ряда звезд, охватывающих широкую область физических характеристик, вариаций интенсивности линий 10 830 А и К ионизованного кальция, магнитного поля и других показателей звездной активности, для выяснения особенностей изменения структуры звездных атмосфер и звездных ветров в течение цикла их активности. Хотя проведение таких наблюдений линии 10 830 А является очень трудоемкой во многих отношениях задачей, ее решение сулит многообещающие результаты.
В настоящее время, в особенности благодаря наблюдениям в рентгеновских лучах на орбитальных обсерваториях, вполне определенно установлено существование горячих хромосфер и корон у звезд всех спектральных классов и типов светимости. Хромосфера и корона Солнца являются областями магнитогидродинамических процессов, которые накладывают существенный отпечаток на всю структуру солнечной атмосферы. Эти процессы еще плохо изучены. Поэтому только дополнительное детальное исследование Солнца и наблюдение звезд с широким диапазоном физических характеристик могло бы привести к получению в недалеком будущем реальной картины структуры атмосферы нашего дневного светила, без которой невозможно раскрытие природы солнечной активности.
Лишь для Солнца мы имеем возможность непосредственно измерять вариации спектра и площадь активных областей и понять, как они отражаются на переменности интегральных свойств, таких, как излучение в линиях К ионизованного кальция и 10830 А гелия. Мы знаем также величины скорости вращения Солнца, полного потока солнечного излучения и особенностей полей скоростей солнечной атмосферы. Располагая этими данными, можно калибровать флуктуации, наблюдаемые в спектре других звезд, т. е. точно установить их масштаб. Такая привязка могла бы явиться прочной основой для прогресса наблюдений звезд и продвижения исследований природы солнечной переменности. А для этого необходимо регулярное проведение синоптических измерений солнечного спектра с помощью инструментов, предназначенных для аблюдений звезд. Поскольку солнечный поток достаточно большой, такие измерения будут отличаться высокой точностью, давая стандарт, по которому можно проверить устойчивость звездных данных. Они не потребуют много времени (достаточно нескольких минут за день), но должны производиться хотя бы ежедневно и без потери точности.
Наконец, особо следует сказать о пульсациях и колебаниях звезд. Эта область исследований за последние годы особенно интенсивно развивалась и даже получила особое наименование солнечной и звездной сейсмологии Если пульсации (т. е. периодические колебания радиуса) отдельных типов звезд были известны уже давно, то о их существовании у Солнца впервые узнали только несколько лет назад. В то же время пятиминутные колебания, столь характерные для солнечной атмосферы, лишь недавно благодаря развитию новой техники были обнаружены у горячих звезд. Имеются основания надеяться, что в самом ближайшем будущем их удастся найти и у звезд типа Солнца.
Итак, читатель мог убедиться в том, что будущее раскрытия природы солнечной активности зависит от совместных усилий исследователей Солнца и звезд. Будем надеяться, что в конечном итоге этот союз в не слишком далеком будущем приведет к пониманию сущности не только солнечной, но и звездной переменности.

Биполярная магнитная область

admin — Tue, 20 Jul 2010 17:01:45 +0000

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.

Закон Шперера

admin — Tue, 06 Jul 2010 17:02:14 +0000

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.

Динамо-теории солнечных циклов

admin — Fri, 18 Jun 2010 17:02:49 +0000

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).

Дифференциальное вращении и турбулентная конвекция

admin — Tue, 08 Jun 2010 17:03:37 +0000

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.

Магнитогидродинамические уравнения

admin — Mon, 17 May 2010 17:04:09 +0000

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.

Изменения угловой скорости вращения Солнца

admin — Sat, 01 May 2010 17:05:00 +0000

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

admin — Sat, 24 Apr 2010 17:05:20 +0000

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.