Лекция восьмая. Солнце: вспышки, пятна и проборы.

Освещен розоватым жаром танцевального зала круг: места много летящим парам для кружащихся ног и рук. Балерины в цветном убранстве развевают вуалей и газ, это танец протуберанцев — C’est la dance protuberances! Пляшет никель, железо, кальций, с ускорением в тыщу раз. – Schneller tanzen, Protuberanzen! — Все планеты глядят на вас. Белым пленникам некуда деться, пляшет солнце на их костях. Это огненный пляс индейцев В перьях спектра вокруг костра. Это с факелом, это с лентой, и с гитарою для канцон и спиральный, и турбулентный в хромосфере встает танцор. Из-под гранул оркестр как бацнет! Взрыв за взрывом, за свистом свист: – These is protuberances dancing! — Длинноногих танцоров твист. – Questo danza dei protuberanze! — Это пляшут под звездный хор арлекины и оборванцы с трио газовых Терпсихор. И затмения диск – с короной в грамофонном антракте дня, где летим в пустоту с наклона — мы с тобой – два клочка огня! Семен Кирсанов

В начале этой лекции в качестве эпиграфа целиком поставлено замечательное стихотворение Семена Иосифовича Кирсанова. Поэт создал яркий образ одного из ярчайших проявлений так называемой солнечной активности – пляшущих протуберанцев. Протуберанцы – одно (но не единственное) из проявлений удивительного и сложного феномена, который называется солнечная активность.

Что такое солнечная активность? Вопрос нетривиальный. Опыт показывает, что очень мало кто знает, что это такое. Наиболее широко распространено мнение, что солнечная активность – это характеристика общего потока энергии, излучаемого Солнцем. Неоднократно приходилось слышать (и даже читать в газетах!) утверждения типа «Что-то солнечная активность сегодня высокая, поэтому жарко, и загорать опасно…» Сегодня, наверное, каждый слышал, что эта таинственная солнечная активность меняется со временем (бывает повышенной и пониженной). В результате возникает образ Солнца, напоминающего газовую плиту: кто-то подкручивает вентиль – и пламя то увеличивается, то уменьшается.

Все это неверно. В предыдущих лекциях обсуждался вопрос о солнечной постоянной. Повторимся: Солнце излучает энергию довольно стабильно, колебания солнечной постоянной (количества энергии светила, падающего за единицу времени на перпендикулярную лучам Солнца единичную площадку на орбите Земли) не превышают долей процента. Если вспомнить, что Земля движется по слабо вытянутому эллипсу, мы должны понимать, что за счет этого эффекта общий поток солнечной энергии, падающей на Землю, меняется гораздо более существенно – в пределах 7 %! Больше всего солнечной энергии приходит к нам в январе (мы ближе всего к Солнцу), но в северном полушарии в это время зима. Можно только предположить, что эллиптичность орбиты нашей планеты приводит к некоторому потеплению зимы в северном полушарии и лета в полушарии южном. Но система атмосферной (воздушных масс) и океанской (морских течений) циркуляции, а также асимметрия суши Земли по полушариям (основная площадь континентов расположена к северу от экватора) порождает сложные процессы перераспределения тепла по поверхности планеты. В итоге упомянутый эффект оказывается не очень ощутимым. Что же тогда говорить о колебаниях общего потока энергии Солнца, амплитуда которых почти в десять раз меньше!

Все, что описано выше в этой книге, происходит на Солнце всегда. Миллиардами лет бушуют термоядерные реакции в ядре светила. Миллионами лет выделившаяся энергия просачивается наружу, сквозь гигантскую толщу раскаленной плазмы. В наружных слоях нашей звезды вещество всплывает к поверхности, а затем, остывая, погружается обратно в недра, участвуя в постоянном конвективном круговороте. Конвекция резко прекращается на видимой поверхности светила, выше которой простирается многослойная прозрачная атмосфера, постепенно сходящая на нет на огромных расстояниях от Солнца.

Эдвард Гибсон (род. 1936), известный американский гелиофизик и астронавт, проводивший наблюдения Солнца на борту орбитальной станции Skylab, назвал свою книгу о светиле «Спокойное Солнце». Его книга посвящена тому, что происходит на Солнце везде и всегда. Эти процессы непросты, но, с другой стороны, не столь уж сложны для понимания и описания. Именно это, видимо, имел в виду английский астрофизик сэр Артур Эддингтон (1882–1944), однажды заявивший, что нет ничего более простого, чем звезда. Самая простая модель невращающейся звезды с математической точки зрения одномерна: все параметры меняются только вдоль радиуса, а в поперечных направлениях (на каждом концентрическом шаровом слое) все и всегда абсолютно одинаково.

В который раз природа показала, что все оказывается гораздо сложнее, чем можно было себе вообразить. То, что одномерные модели нельзя абсолютизировать, стало подспудно ясно уже 400 лет назад, когда было открыто вращение Солнца. Точки на разных широтах оказались неодинаковыми, поскольку вращаются с разными скоростями. И на поверхности, и в недрах (в конвективной зоне) можно выделить слои, которые проворачиваются друг относительно друга. Нетрудно догадаться, что этот феномен должен порождать какие-то новые процессы и явления в недрах и на поверхности Солнца.

Одно из наиболее важных явлений на Солнце – его магнетизм. Еще из курса средней школы мы должны помнить, что направленное движение заряженных частиц есть электрический ток, а ток всегда порождает магнитное поле. Если вспомнить, что Солнце состоит из плазмы, то есть заряженных частиц, и что в недрах происходят движения, становится ясно, что магнитные поля в соответствии с законами природы должны там появляться обязательно.

Законы природы исключений не допускают: Солнце оказалось магнитной звездой. Если движения потоков плазмы за счет вращения Солнца происходят на звезде в разных местах по-разному, то разными в разных местах должны быть и магнитные поля. Сочетание двух эффектов – дифференциального вращения Солнца и генерации магнитных полей в его недрах – приводит к новому сложнейшему феномену, имя которому – солнечная активность.

Оказалось (ниже мы еще вернемся к этому вопросу), что явления и процессы солнечной активности принципиально непостоянны: они возникают, исчезают, сменяют друг друга, повторяются по определенному закону. На фоне постоянного, сравнительно стабильного существования «спокойного» Солнца на светиле возникают бурные, относительно кратковременные проявления солнечной активности. Можно определить солнечную активность как все то, что меняется со временем на Солнце, как нестационарные процессы и явления, протекающие на фоне явлений и процессов спокойного Солнца.

Гелиофизики давно изучают эти проявления. Их очень много, они чрезвычайно разнообразны. Одно перечисление заняло бы немало места. Познакомимся с основными из них.

В ряду разных видов солнечной активности солнечные пятна, конечно же, стоят на первом месте. Об истории их открытия и первых исследованиях уже говорилось в предыдущих главах.

Пятна выглядят действительно адекватно своему названию. Это темные пятна на сияющей поверхности фотосферы. Они сильно различаются по размерам – от габаритов одной или нескольких гранул (1–5 тысяч километров) до гигантских образований диаметром в десятки тысяч километров (нередко существенно больше размеров Земли). Типичное крупное пятно имеет темную тень в центре, окруженную более светлой широкой каемкой – полутенью. Наблюдения с высоким разрешением позволили разглядеть в полутени радиально направленные, перемежающиеся темные и светлые волокна. Бывает, что в пределах одной протяженной полутени наблюдаются несколько отдельных темных фрагментов тени, не соединенных между собой.

Рис. 16. Солнечное пятно на фоне фотосферной грануляции.

Спектральные исследования пятен позволяют сделать следующие выводы. Известно, что контраст относительно темных пятен по сравнению с яркой фотосферой объясняется пониженной температурой в пятне. Если в невозмущенной фотосфере температура приближается к 6 тысячам градусов, то пятно обычно бывает прохладнее на 1,5–2,5 тысячи градусов. Менее прогретое (по сравнению с окружающим фоном) пятно излучает меньше и поэтому кажется более темным.

Считается, что пониженная температура пятен связана с наличием в них сильных магнитных полей, которые подавляют конвекцию в пятне и препятствуют выходу энергии на поверхность. Обычно магнитное поле характеризуется параметром, который называется напряженность поля. Определить этот параметр в пятнах можно по эффекту Зеемана: расщепление линий в спектре Солнца пропорционально напряженности магнитного поля.

Нужно сказать, что измерение солнечных магнитных полей – задача очень непростая. В результат измерений вносят свой вклад множество факторов, включая свойства измерительного прибора (магнитографа). Корректный учет возможных ошибок требует значительных усилий и высокой квалификации исследователей. С учетом мировой практики за последние полвека, тем не менее, можно утверждать, что основные закономерности магнитной структуры пятен, видимо, уже изучены и известны. Самые мощные пятна обладают полями с напряженностью в несколько тысяч эрстед (напомним для сравнения, что магнитное поле Земли вблизи ее поверхности составляет примерно 0,5 эрстед). Впрочем, можно заметить, что напряженность поля, создаваемого школьным магнитом, сопоставима с полем солнечного пятна. Другое дело, что пятно, конечно, совершенно несравнимо с магнитом по общему магнитному потоку (напряженность поля, умноженная на площадь, занимаемую полем) – магнитный поток даже небольшого солнечного пятна очень велик.

Пятно можно представить как наблюдаемое на фотосферном уровне сечение мощной трубки силовых линий магнитного поля, которые в виде толстого снопа (возможно, даже слегка закрученного) выходят из-под фотосферы в верхнюю атмосферу Солнца. Если в области тени пятна поле почти вертикально (направлено вдоль радиуса Солнца), то в полутени, по мере удаления от центра пятна, поле отклоняется от центра пятна наружу, и на внешней границе полутени расположено уже почти горизонтально. Потоки вещества движутся вдоль волокон полутени (эффект Эвершеда).

Еще Галилей обнаружил, что пятна, как правило, по одному не появляются. С тех времен существует понятие группы пятен. Группы пятен чрезвычайно разнообразны по своей сложности, насчитывая порой до нескольких десятков пятен разных размеров, объединенных в одну систему.

Многолетние наблюдения показали, что группы пятен разнообразны еще и по суммарной площади. Принято определять площадь в так называемых миллионных долях полусферы (1 м. д. п. – чуть больше трех миллионов квадратных километров). Большинство групп пятен (более 85 %) сравнительно невелики, имея площадь не больше 250 м. д. п. (около полутора поверхностей Земли). Однако есть и примеры групп пятен гигантских площадей – в десять раз больше! Такие группы пятен можно увидеть на Солнце даже без телескопа (конечно, если смотреть сквозь природный или искусственный фильтр).

Кроме того, можно констатировать, что группы пятен – как правило, короткоживущие образования. К середине ХХ века на большом статистическом материале было показано, что зависимость количества групп пятен от продолжительности их жизни носит почти экспоненциальный характер: долгоживущих мало, короткоживущих много. Более 50 % всех наблюдаемых групп пятен существуют меньше двух дней, 90 % – меньше 11 суток. Только отдельные группы пятен могут существовать до нескольких месяцев. Поэтому, например, большой интерес исследователей вызвала группа пятен, наблюдавшаяся в конце 2006 – начале 2007 года. Одно крупное пятно, сопровождаемое эскортом из более мелких пятен, существовало почти пять месяцев! Такие случаи крайне редки.

Магнитное поле группы пятен в простейшем случае представляет собой биполярную структуру из двух пятен: одно (головное) пятно одного знака магнитного поля, второе (хвостовое) – противоположного знака. Ранее теория утверждала (а сейчас это подтверждено прямыми наблюдениями со спутников), что силовые линии магнитного поля такой группы пятен образуют огромную петлю, или арку, поднимающуюся высоко в корону. Головное и хвостовое пятна – это основания такой магнитной петли.

Простая (идеальная) биполярная структура группы пятен – редкость. В большинстве случаев пятен различной полярности в группе много (магнитный поток раздроблен на отдельные пучки силовых линий). При этом пятна разных полярностей иногда бывают перепутаны сложным образом. Самые удивительные случаи бывают, когда в одном пятне внутри полутени могут оказаться рядом фрагменты тени различной магнитной полярности! Разработка теории столь сложных топологий сильных магнитных полей сталкивается с рядом трудностей. Тем не менее, такие пятна – не выдумка, они явно существуют (это так называемая дельта-конфигурация в магнитной классификации пятен).

И еще об одном свойстве солнечных пятен, которое, впрочем, уже упоминалось. Группы возникают далеко не на всей поверхности Солнца, а только в пределах полосы, простирающейся не более чем на 30–35 градусов по обе стороны от солнечного экватора. Шейнер назвал эту полосу королевской зоной, это название используется и сегодня.

В недрах Солнца вещество ионизовано, следовательно, электрическая проводимость там очень велика. Хорошо известное физикам явление самоиндукции в этих условиях должно препятствовать быстрым изменениям магнитного поля. Это означает, что поля пятен напряженностью в тысячи эрстед не могут ни быстро возникать, ни быстро исчезать. Известно, что магнитные поля формируются не на поверхности, а глубоко в недрах Солнца. Впрочем, есть основания полагать, что мы сталкиваемся с разными популяциями пятен, зарождающихся на разных глубинах. Здесь жгуты из переплетенных магнитных силовых линий. Внутри этих жгутов (гелиофизики называют их трубками) появляется дополнительное давление, создаваемое магнитным полем. В результате возникает новое и очень важное свойство магнитной плавучести: трубка, содержащая поле, расширяется и всплывает к поверхности Солнца. В результате магнитная структура появляется на уровне фотосферы уже «готовой», сформированной в глубине конвективной зоны.

На сегодняшний день эта уже давно принятая большинством гелиофизиков модель получила прямые подтверждения с помощью метода гелиосейсмологии. Так, в октябре 2003 года на Солнце почти одновременно и недалеко друг от друга возникли три гигантские группы пятен. Регистрация колебаний Солнца с помощью космического аппарата SOHO позволила зафиксировать огромную неоднородность в форме петли, всплывающей из недр конвективной зоны к поверхности. Когда верхушка всплывающей петли достигла фотосферы, здесь начали появляться быстро растущие пятна.

Как правило, солнечные пятна окружены обширными полями так называемых факелов, также обнаруженных в первых телескопических наблюдениях четыре столетия назад. Они выглядят как яркие (ярче фотосферы!) образования в виде множества ярких точек с характерным размером гранулы (1–1,5 тысячи километров). Отдельные факельные гранулы выстраиваются в цепочки, которые демонстрируют своеобразную ячеистую структуру с характерным размером супергранулы (30–40 тысяч километров).

Измерять магнитные поля факелов сложно, поскольку выяснилось, что здесь напряженность поля гораздо меньше, чем в пятнах, и расщепление спектральных линий незначительно. Типичные значения для напряженности поля факелов – десятки и сотни эрстед. Если поле окажется больше (порядка тысячи эрстед), среди факелов может возникнуть темная деталь зарождающегося пятна.

У факелов есть очень интересное свойство. Они хорошо выделяются на краю Солнца, но когда Солнце поворачивается и факельное поле оказывается вблизи центра диска, контраст факельных гранул падает до обычного уровня обыкновенных гранул, и различить их становится невозможно.

Объяснить это странное явление можно следующим образом. Если представить себе, что факельные гранулы приподняты над фотосферой (над обычными гранулами) и часть энергии излучается «вбок», из боковых стенок конвективного элемента, то увидеть это излучение можно только глядя сбоку – например, когда наш взгляд падает не радиально к Солнцу, а почти по касательной к солнечному шару. Это и происходит при наблюдениях факелов вблизи видимого края диска светила. Об этой идее еще в 1979 году автору рассказал руководитель его дипломной работы, отечественный гелиофизик Эдвард Владимирович Кононович (1931–2017). Так оно и оказалось…

Откуда берется дополнительная энергия факелов? Можно вспомнить, что в пятнах наблюдается дефицит излучаемой энергии. Но энергии, поступающей снизу, из недр Солнца, нужно куда-то деваться, и если ее меньше выйдет на поверхность в пятнах, то ее должно больше выйти вокруг пятен – в факелах!

Кроме того, слабое магнитное поле факелов (оно здесь преимущественно вертикальное) препятствует движениям в поперечном (горизонтальном) направлении. Это облегчает конвекцию, и конвективные потоки в факелах прорываются несколько выше, чем в зоне обычной грануляции.

Факелы – довольно устойчивые образования. Они могут существовать многие недели и месяцы. Обычно факельная площадка возникает до появления пятен, ее площадь увеличивается. Когда среди факелов возникают первые пятна, вокруг формируется обширное факельное поле, которое долго (пару месяцев) существует после исчезновения последних пятен. По внешнему виду факелов опытный наблюдатель может оценить их возраст: со временем плавно меняются контраст факелов и их общая структура.

Рис. 17. Пятно на краю солнечного диска в окружении ярких факелов.

Пятна и факелы на фоне вездесущей грануляции – это практически все проявления солнечной активности, которые можно увидеть на уровне фотосферы без специальных фильтров. (Впрочем, есть еще один тип факелов, не связанных с пятнами, – это так называемые полярные факелы, которые возникают на высоких широтах за пределами королевских зон и выглядят как отдельные яркие точки.).

С наблюдений именно этих двух типов образований (пятен и факелов) начался мониторинг солнечной активности, который ведется с перерывами уже почти четыре столетия. Но если мы будем подниматься над фотосферой и попытаемся исследовать области хромосферы и короны с помощью спектральных методов и специальных фильтров, мы неожиданно обнаружим гораздо более богатую и разнообразную картину, которая обычно остается незаметной!

Наблюдать хромосферные и корональные проявления солнечной активности трудно. Плотность плазмы там, как сказано выше, чрезвычайно мала, и эти слои практически прозрачны. Если убрать яркий свет, который идет снизу, от фотосферы, и оставить только слабый свет в каком-нибудь очень узком спектральном диапазоне (шириной порядка ширины спектральной линии), тогда есть шанс увидеть структуры хромосферы и короны, которые излучают именно на этой длине волны.

Это можно сделать с помощью спектрогелиографа, как когда-то делал Хэйл (для этого надо просканировать все изображение Солнца с помощью спектрографа и построить изображение диска Солнца в лучах выбранной линии). Гораздо удобнее это делать с помощью уже упоминавшихся выше ИПФ – интерференционно-поляризационных фильтров, пропускающих свет в чрезвычайно узком спектральном диапазоне (например, в свете линии водорода Н-альфа). В последнее время могут использоваться более простые и дешевые интерференционные фильтры, ширина полосы пропускания которых приближается к параметрам ИПФ. Они тоже позволяют наблюдать хромосферу Солнца в линии водорода.

Картина в свете водорода (это основной элемент на Солнце!) выглядит ошеломляюще. Мы получаем возможность проанализировать новый, более высокий срез солнечной атмосферы, расположенный примерно в 1200–1700 километрах над фотосферой.

Первое, что бросается в глаза, – это пятна. В хромосфере они тоже видны, но хуже, чем в фотосфере. Обычно хорошо просматриваются темные тени пятен, а вот полутени выглядят уже по-другому. Дело в том, что хромосфера, в отличие от фотосферы, значительно сильнее ионизована. Здесь работает главный закон плазмы – вмороженность магнитного поля в вещество. Это означает, что вещество может двигаться только вдоль силовых линий магнитного поля, и струи плазмы будут ориентироваться вдоль поля так же, как железные опилки в школьном опыте с магнитом.

На фильтрограммах (изображениях хромосферы, сфотографированных сквозь узкополосные фильтры) видно, что волокна полутени продолжаются далеко за пределы пятна, переходя в так называемую суперполутень, или системы квазигоризонтальных волоконец (фибрилл). В результате группа пятен оказывается охваченной обширными областями возмущенной хромосферы, где видны изгибающиеся «потоки» фибрилл. Именно эта картина, впервые увиденная Хэйлом, привела его к догадке об игре магнитных полей. Важно не забывать, что называемые «волоконцами» или «фибриллами» структуры имеют гигантские по земным меркам размеры: при толщине полторы-две тысячи километров они имеют длину порядка 30 тысяч километров, а в ряде случаев и больше! Это сформированные магнитными полями изогнутые трубки, вдоль которых непрерывно течет солнечная плазма.

Над факелами в хромосфере тоже наблюдаются яркие образования. Здесь, на хромосферном уровне, они называются флоккулами. Яркие области флоккулов представляют собой своеобразные «навершия» факелов – при наложении снимков фотосферы и более высокого слоя хромосферы зоны расположения факелов и флоккулов совпадают. Но, в отличие от факелов, флоккулы великолепно видны не только на краю Солнца, но и во всей королевской зоне!

Снимки с хорошим качеством позволяют обнаружить важную закономерность флоккулов. Их яркие узелки располагаются в основном на стыках ячеек супергрануляционной сетки – они обрисовывают границы поднимающихся конвективных потоков второго характерного размера (мы уже упоминали, что размер супергранулы составляет 30–40 тысяч километров). На этих высотах конвекции уже нет, но структура конвективных ячеек сохраняется: именно на границах, и особенно на стыках нескольких супергранул, концентрируются вертикальные магнитные поля. Если магнитное поле усилено, то яркое свечение может занимать всю границу супергрануляционной сетки, а то и внутреннюю часть ячейки. В таких случаях образуется флоккул. Опытный взгляд наблюдателя может сразу определить по внешнему виду флоккулов, где поле сильнее, а где слабее, и даже оценить его напряженность по внешнему виду.

Продолжительность жизни флоккулов совпадает с таковой для факелов, что вполне естественно: это по сути одно и то же, только на разной высоте. Есть основания полагать, что плотность вещества в флоккулах в три-пять раз выше, чем в окружающей их хромосфере при той же (или чуть повышенной) температуре. Таким образом, можно сказать, что флоккулы – это устойчивые и долгоживущие хромосферные конденсации плазмы над факелами, порождаемые магнитными полями. Их ячеистая структура определяется конвекцией. Они наблюдаются не только в свете линий водорода, но и в свете линии кальция II. Кальциевые флоккулы в основном совпадают с водородными, но несколько отличаются по виду: они более контрастны по отношению к невозмущенной хромосфере, но зато и более «размытые» – в лучах кальция не видно таких тонких деталей, как в лучах водорода.

Помимо флоккулов и фибрилл, в хромосфере Солнца наблюдаются так называемые протуберанцы.

А на Солнце в восьми световых минутах Вздымался протуберанец – пятьсот мегаметров. Изгибался дугой, изящно загнутой, Постреливал сгустками солнечного ветра. И на всех частотах, на весь наш мир, (Приемник зашкалило так, что не вынести), Модулируя потоки, выдал в эфир: «Привет вам, исследователи солнечной активности!»

В этом фрагменте шуточного стихотворения Сергея Мансурова, посвященного одному из отечественных исследователей протуберанцев – Владимиру Спиридоновичу Башкирцеву, упоминаются некоторые свойства этих удивительных солнечных образований. Это относительно плотные и не столь нагретые (по сравнению с окружающей их плазмой) облака плазмы, вздымающиеся в хромосферу и корону. Протуберанцы чрезвычайно разнообразны по форме. Первые классификации протуберанцев по внешнему виду насчитывали множество типов, классов и подклассов (например, «изгородь», «дерево» и т. д.). Так всегда бывает в науке, когда ее интерес привлекает какой-либо новый объект изучения.

В наше время классификация протуберанцев (как, например, классификация типов кометных хвостов!) выглядит неактуальной. Исследования этих плазменных облаков в атмосфере Солнца позволили в основном разобраться в их природе, и мы теперь понимаем, что кажущееся многообразие форм протуберанцев – это проявление отчасти разных ракурсов наблюдений, отчасти разных условий, в которых сформировались эти образования.

В древности увидеть протуберанцы можно было только во время солнечных затмений, когда из-за черного диска загораживающей Солнце Луны иногда были видны торчащие красно-розовые выступы самой разнообразной формы. Появление спектрогелиографов, а позднее ИПФ позволили наблюдать протуберанцы, поднимающиеся над краем (лимбом) Солнца, хоть каждый день – была бы хорошая погода!

В большинстве случаев протуберанцы бывают длинные и плоские. Они напоминают вырезанные из бумаги фигурки, расположенные вертикально над поверхностью стола. Разница, конечно, в размерах: длина протуберанцев может достигать многих сотен тысяч километров, высота – многих десятков тысяч километров. Впрочем, съемки Солнца в коротковолновом диапазоне показывают, что бывают и гигантские структуры, поднимающиеся на 500–700 тысяч километров над фотосферой и хромосферой!

На краю Солнца, как уже было сказано, протуберанцы видны в виде выступов над лимбом. Но и на фоне солнечного диска протуберанцы тоже прекрасно видны (конечно, через узкополосные фильтры)! Поскольку вещество в протуберанцах плотнее и холоднее, чем окружающая их хромосфера, на диске Солнца они выглядят как длинные и узкие темные полосы – так называемые волокна (филаменты). Иногда в некачественных СМИ появляются сенсационные сообщения о так называемых «трещинах» на Солнце. (Какие могут быть трещины в газовом шаре?..) Именно протуберанцы на фоне Солнца (волокна) напоминают по внешнему виду длинные темные трещины… (См. иллюстрацию на вклейке.).

Что позволяет относительно холодной и плотной плазме подолгу «висеть» в солнечной атмосфере? Во-первых, плазма тут на самом деле не «висит». В протуберанце постоянно происходит движение вещества, которое «втекает и вытекает», подобно струе воды, текущей по шлангу, и постоянным остается только общий контур, «скелет» протуберанца, который, впрочем, тоже медленно (а иногда и быстро) изменяется.

Во-вторых, конечно же, все здесь снова управляется магнитным полем. Именно силовые линии поля, подобно упомянутому скелету, поддерживают потоки плотной плазмы, экранируют ее от менее плотной, но более нагретой окружающей среды.

Наблюдения протуберанцев (точнее, волокон, что то же самое, но не на краю, а на диске Солнца) в сравнении с магнитограммами показывают, что они располагаются точно на границах областей с разным знаком магнитного поля (на линии раздела полярностей). Это позволило американскому гелиофизику П. Мак-Интошу предложить идею «хромосферного магнитографа». Опытный исследователь по внешнему виду хромосферы, изрезанному темными полосками волокон, может уверенно определять структуру магнитного поля, положение линий раздела полярностей и даже знаки поля в каждой области, не обращаясь к инструментальным измерениям с магнитографами.

Высота и форма волокон зависят от окружающих магнитных полей. Вблизи группы пятен волокно (протуберанец) выглядит компактным, низким (не выше 5 тысяч километров). Выходя за пределы области сильных магнитных полей, протуберанец становится более высоким, сложноструктурным; в нем наблюдаются многочисленные сгущения, пряди, отдельные арки. Протуберанец может вздыматься над поверхностью Солнца очень высоко – на 50–70 тысяч километров и выше!

В 1984 году автору посчастливилось наблюдать великолепный образец «спокойного» протуберанца длиной почти 800 тысяч километров! Его западный конец, находившийся в зоне флоккулов, где еще недавно развивалась мощная группа пятен, выглядел как низкое и компактное волокно. На восточном конце, загибающемся в сторону северного полюса Солнца, высота волокна достигла 70 тысяч километров, поднимаясь в корону. И это далеко не предел для протуберанцев….

Иногда протуберанцы взрываются, и их вещество стремительно выбрасывается вверх от Солнца. Такие «внезапные исчезновения» протуберанцев обеспечиваются энергией, накапливающейся в их магнитном поле.

Теперь перейдем к наиболее впечатляющим проявлениям солнечной активности. Речь идет о солнечных вспышках и, как правило, связанных ними выбросах коронального вещества.

Иногда над линиями раздела магнитных полярностей в области сильных магнитных полей (другими словами, вблизи групп солнечных пятен и флоккулов) происходит взрывообразное выделение гигантских порций энергии. Солнечная вспышка видна в хромосфере, в свете хромосферных линий, как быстро развивающееся уярчение. Буквально на глазах небольшие яркие точки разрастаются в две так называемые вспышечные ленты, которые вытягиваются вдоль линии раздела полярностей по обе стороны от нее. Размеры ярко светящейся области вспышки достигают десятков тысяч километров!

Рис. 18. Схема солнечной вспышки. С обеих сторон от волокна активной области, лежащего на границе зон разной магнитной полярности, возникают две яркие ленты – цепочки оснований магнитных петель. Часть волокна может быть выброшена вверх электромагнитными силами во время вспышки.

Вспышка может «гореть» от нескольких минут до (в редких случаях) полутора-двух часов! Источник энергии вспышки – снова магнитное поле. Часть энергии превращается в тепло, и плазма, судя по спектральным измерениям, нагревается здесь до десятков миллионов градусов.

Самые мощные вспышки видны не только в свете хромосферных линий, но и в белом свете. Впервые такое событие 1 сентября 1859 года наблюдал английский астроном Ричард Христофор Кэррингтон (1826–1875). Рассматривая в телескоп солнечные пятна, он вдруг увидел, что возле самой крупной группы пятен ослепительно засиял яркий свет. Кэррингтон решил, что это прямой свет Солнца проникает сквозь какое-то отверстие (трещину) в фильтре. Убедившись, что дело не в этом, он следил, как развивается (меняет форму и яркость) зона необычного свечения, пока спустя пять минут она не исчезла совсем.

Одновременно процесс наблюдал другой английский астроном Ходжсон, который полностью подтвердил сообщение Кэррингтона. Согласно описанию Ходжсона, вспышка выглядела «как крайне блестящий светоч, гораздо более яркий, чем вся поверхность Солнца», совершенно ослеплявший глаза даже через темное стекло.

По-видимому, английским астрономам крупно повезло. Современные оценки таковы: вспышки, сопоставимые по мощности с событием Кэррингтона, происходят нечасто – примерно раз в 500 лет. На всей Земле нашлись только два астронома, которые непосредственно зафиксировали это редчайшее явление…

Белые вспышки нечасты – не больше одного-двух событий за 10 лет, и речь идет, конечно, о событиях меньшей (по сравнению с кэррингтоновской вспышкой) мощности. Громадное большинство вспышек сопровождается меньшим энерговыделением и в белом свете не видны. Однако даже «обычные» вспышки поражают воображение. Выделяющаяся во вспышках энергия соответствует огромной величине – порядка 10²¹–10²⁵ джоулей. Это соответствует одновременному взрыву примерно двух миллионов миллиардов тонн тротила или двух миллиардов водородных бомб с тротиловым эквивалентом в одну мегатонну! Подобное событие на Земле уничтожило бы всю жизнь на ее поверхности.

Нагрев плазмы приводит к генерации мощного потока электромагнитного излучения из области вспышки. Отсюда исходит поток рентгеновского и ультрафиолетового излучений, в отдельных случаях испускаются даже гамма-лучи. Область вспышки интенсивно излучает и в радиодиапазоне.

Интенсивность коротковолнового излучения Солнца во время вспышки может возрастать в сотни раз! Другое дело, что, например, на ультрафиолетовое излучение в общем потоке солнечной энергии падает незначительная часть. Поэтому даже вспышечное увеличение ультрафиолетового излучения почти не оказывает влияния на общее изменение солнечной постоянной: суммарный поток энергии от Солнца практически не меняется даже во время мощных вспышек.

Часть выделившейся энергии вспышки идет на ускорение облаков плазмы, выбрасываемых в космическое пространство, часть – на ускорение отдельных частиц до высоких скоростей. В итоге электроны и протоны во вспышке могут также выбрасываться в огромном количестве в околосолнечное пространство. Через восемь с половиной минут вспышечное электромагнитное излучение, распространяющееся со скоростью света, достигает Земли. Примерно через сутки-двое до нашей планеты долетают потоки энергичных протонов (в отдельных случаях это происходит за несколько часов). Что происходит при этом на Земле, обсуждается в следующей главе этой книги.

Вспышки бывают существенно разными. По занимаемой на хромосфере площади они подразделяются на несколько оптических классов: субвспышки (самые слабые и небольшие по размерам, продолжающиеся несколько минут), вспышки 1, 2 и 3-го классов (возрастающей площади). Иногда наблюдаются единичные вспышки 4-го класса – самые грандиозные по размерам, длящиеся 1,5–2 часа и даже дольше. За 10 лет только на обращенной к Земле полусфере Солнца наблюдается порядка 10 тысяч вспышек всех классов. Естественно, слабых бывает больше всего, а наиболее мощные – редки.

На сегодняшний день гелиофизики предпочитают использовать для характеристики мощных вспышек специальную классификацию, основанную на интенсивности рентгеновского излучения, присваивая вспышкам классы С, М и Х. Каждый из этих классов делится на 10 подклассов. Самые мощные вспышки по этой шкале – это Х9, но уже неоднократно наблюдались вспышки, значительно более мощные. Их мощность трудно оценить, поскольку все использовавшиеся приборы на спутниках просто зашкаливало…

Пожалуй, вспышки – один из наиболее интересных процессов на Солнце. Грандиозные и быстрые изменения, происходящие буквально на глазах наблюдателя, поражают воображение. Процессы настолько сложны и динамичны, что даже современные модели вспышек описывают лишь наиболее существенные их особенности. Множество разнообразных деталей этих явлений еще требуют объяснений.

Итак, мы рассмотрели основные проявления (типы солнечной активности – пятна, факелы, протуберанцы и вспышки). Пятна и факелы хорошо видны в фотосфере (факелы – только вдали от центра солнечного диска). В хромосфере, в более высоких слоях солнечной атмосферы пятна видны хуже (они теряются в сложной тонкой структуре хромосферы, зато хорошо наблюдаются хромосферные навершия факелов – флоккулы. Кроме того, в хромосфере наблюдаются разнообразные протуберанцы. Все это – сравнительно долгоживущие образования, которые могут существовать на Солнце дни, недели и даже месяцы. Вспышки также видны в хромосфере, и это относительно непродолжительные события, длящиеся минуты (десятки минут). Крайне редко они бывают видны и в фотосфере как очень яркие области (белые вспышки).

Как было указано в предыдущих лекциях, над хромосферой простирается еще один слой атмосферы Солнца – корона. Оказывается, специфические проявления солнечной активности наблюдаются и здесь.

Наблюдения, выполненные во время отдельных кратковременных подъемов аппаратуры на ракетах за пределы атмосферы Земли в 1960-е годы, а затем по время наблюдений Солнца с борта американской пилотируемой орбитальной станции Skylab в 1973–1974 годах, позволили изучать Солнце в диапазоне коротких волн – в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах. В этих лучах видны образования на корональных высотах. Позднее на вахту заступили новые космические аппараты: отечественные «Коронасы», японский YOKO, американо-европейский SOHO, пара американских аппаратов STEREO, американская «Обсерватория космической динамики» SDO и другие. Эти аппараты позволили обеспечить в последние десятилетия непрерывный мониторинг процессов в солнечной короне. Разумеется, было сделано множество открытий!

Над группами пятен, а иногда и над яркими флоккулами в короне обнаружились целые системы поднимающихся на огромную высоту ярких трубок в виде петель, совпадающих с направлением магнитного поля. Трубки заполнены горячей корональной плазмой, нагретой до двух миллионов градусов. То, что исследователи только ранее предполагали, получая в виде результатов расчетов, теперь стало наглядно видно на рентгеновских снимках!

Рядом с этими яркими образованиями нередко видны обширные темные (в рентгеновских лучах) области. Они получили название корональных дыр. Удивительно то, что в нижних слоях солнечной атмосферы – хромосфере и тем более фотосфере – в видимых лучах не видно никаких структур, которые были бы связаны с корональными дырами. Сопоставление изображений дыр и магнитограмм позволило выдвинуть гипотезу, что здесь силовые линии магнитного поля не образуют замкнутых петель, а уходят в радиальном направлении далеко от Солнца. В магнитном отношении область корональной дыры выглядит не биполярной, а униполярной! Такую структуру поля гелиофизики называют «открытой».

Судя по всему, корональные дыры – это и есть таинственные М-области на Солнце, откуда истекают открытые в середине ХХ века высокоскоростные потоки так называемого солнечного ветра (заряженных частиц солнечного вещества).

Измерения на спутниках и межпланетных космических аппаратах показали, что солнечный ветер, в котором присутствуют в основном протоны (ядра атомов водорода), электроны, а также альфа-частицы (ядра атомов гелия), «дует» от Солнца непрерывно. Вблизи Земли скорость этого потока (конечно же, очень низкой плотности – меньше 10 частиц в кубическом сантиметре) составляет 300–400 км/с. Солнечный ветер можно считать динамическим расширением короны Солнца. Он взаимодействует с хвостами комет, и, изучая эти процессы, можно оценить плотность и скорость солнечного ветра на различных расстояниях от Солнца. Есть основания полагать, что солнечный ветер заметен даже на чудовищных расстояниях от Солнца – в 100 раз превышающих расстояние от Солнца до Земли. Таким образом, утверждение некоторых гелиофизиков о том, что мы живем в короне Солнца, не так уж далеко от истины!

Возвращаясь к корональным дырам, заметим, что скорость потоков плазмы, истекающих из этих особых областей «открытого» магнитного поля, почти вдвое выше, чем у «обычного» солнечного ветра. Эти потоки называются высокоскоростными: вблизи орбиты Земли частицы, принадлежащие этим потокам, летят с громадными скоростями в 600–800 км/с.

Уже неоднократно упоминавшееся выше явление вмороженности магнитного поля в плазму приводит к тому, что солнечный ветер уносит с собой и корональное магнитное поле. В итоге во всем объеме Солнечной системы образуется так называемое межпланетное магнитное поле. Вследствие вращения Солнца линии этого поля закручиваются в огромную спираль.

Но если солнечный ветер можно считать свойством «спокойного Солнца» – он «дует» всегда, то корональные дыры – возникающие, меняющие свою форму и в конце концов исчезающие – следует отнести к еще одному типу проявлений солнечной активности. Ускоряющиеся в корональных дырах потоки плазмы, как уже сказано, порождают так называемый высокоскоростной солнечный ветер – продукт деятельности корональных дыр. Речь идет о корональных дырах, возникающих на низких широтах – до 50 градусов. На полюсах Солнца также периодически возникают особые корональные дыры.

Физика корональных дыр продолжает изучаться. Здесь остается много неясного. Например, даже базовая модель корональной дыры как области открытого магнитного поля, видимо, работает не всегда. Исследования крымских гелиофизиков под руководством Натальи Николаевны Степанян показали, что и в пределах корональных дыр иногда встречаются области «замкнутого» магнитного поля…

Есть еще один тип интересных структур в короне, которые наблюдаются в рентгеновском диапазоне. Это так называемые яркие рентгеновские точки: сотни областей размером в несколько тысяч километров (с земной шар!), разбросанные по солнечной поверхности, которые светятся в течение 8–10 часов и иногда ярко вспыхивают на одну-две минуты.

Упомянем еще об одном типе солнечной активности, открытом сравнительно недавно – с появлением исследовательской аппаратуры на спутниках. Оказалось, что Солнце регулярно извергает в пространство колоссальные облака плазмы массой до 10 миллиардов тонн! Эти облака в виде гигантских петель, раздувающихся до размеров, превышающих диаметр самого Солнца, со скоростями от 800 до 1500 км/с распространяются через корону в межпланетное пространство. Последовательности кадров (фильмы), полученные с космического аппарата SOHO, позволяют проследить развитие этих грандиозных процессов. Интенсивность генерации корональных выбросов массы (так названы эти образования) может достигать нескольких событий в сутки. Облака плазмы, покидающие Солнце, «тянут» за собой силовые линии солнечного магнитного поля, наполняя ими практически весь объем Солнечной системы.

Отечественный гелиофизик, специалист по солнечной активности Виталий Никитич Ишков отмечает, что термин «корональный выброс массы» (КВМ), являющийся калькой с англоязычного выражения, является не очень грамотным: по-русски следовало бы говорить «выброс коронального вещества». Автор полностью согласен с этим замечанием, но, к сожалению, в русскоязычной литературе калька уже утвердилась…

Напоследок несколько слов об общей форме короны. Оказалось, что она способна сильно меняться – это видно по снимкам различных затмений. В ней выделяются отдельные структуры, которые имеют свои названия. Это корональные лучи, опахала (дуги), стримеры, полярные щеточки, димминги и даже открытые московским гелиофизиком Игорем Федоровичем Никулиным проборы. Природа и общая конфигурация корональных структур тесно связаны с магнитными явлениями и процессами, происходящими гораздо ниже – в фотосфере и хромосфере Солнца, то есть определяется нижележащими проявлениями солнечной активности.

Это неполный перечень типов солнечной активности, но здесь указаны, пожалуй, основные, наиболее заметные ее составляющие.

Итак, Солнце оказалось принципиально активным объектом! Помимо постоянных процессов, характерных для «спокойного Солнца», в его поверхностных слоях и атмосфере возникают самые разнообразные, чрезвычайно сложные и подчас непредсказуемые процессы и явления, порождаемые игрой солнечных магнитных полей. Эти процессы и явления и называются солнечной активностью. Именно проявления солнечной активности, их изучение, попытки разобраться в физике происходящего составляют львиную долю усилий гелиофизиков.

Многое в феномене солнечной активности уже понятно. Удалось построить множество моделей, неплохо описывающих наблюдаемые явления. Тем не менее, здесь в очередной раз мы сталкиваемся с тем, что гелиофизика еще очень далека до своего завершения. Кое-что остается неясным, и многие детали процессов остаются необъясненными. Как известно, «дьявол таится в деталях». Нет сомнения, что появление будущей новой техники, с помощью которой удастся различить более мелкие детали солнечных плазменных структур, поставит множество новых вопросов, которые сегодня даже трудно себе представить.

Это нормально. Таков процесс познания. Иначе не бывает…