СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

Материал из Юнциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Солнечная активность — совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы вскоре после этого наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие области называются флоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т. е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете — факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличившейся до нескольких десятков эрстед напряженности магнитного поля.

Через 1—2 дня после появления флоккула в активной области возникают солнечные пятна в виде маленьких черных точек — пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2—3 дня превращаются в крупные темные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из темной центральной части — тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен — наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряженности, в несколько тысяч эрстед. В целом пятно представляет собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих одну или несколько ячеек хромосферной сетки (см. Солнце). Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в ней расходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени магнитные силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чем в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000 К. Пятно как бы охлажденная и скованная магнитным полем яма в солнечной фотосфере.

Большей частью пятна возникают целыми группами, в которых, однако, выделяются два больших пятна. Одно, небольшое, — на западе, а другое, чуть поменьше, — на востоке. Вокруг и между ними часто бывает мно жество мелких пятен. Такая группа пятен называется биполярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в области которого силовые линии входят обратно под фотосферу,— южную.

Самое мощное проявление солнечной активности — это вспышки. Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышка — это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки и даже сотни тысяч километров. Общее количество энергии, выделяющееся в результате взрыва, может составлять в зависимости от его силы от 1023 до 1025 Дж. Продолжается вспышка обычно около часа.

Мощность энерговыделения 1 г вещества в области вспышки в среднем в 1012 раз больше, чем мощность энерговыделения 1 г вещества всего Солнца. Это говорит о том, что источник энергии вспышек отличается от источника энергии всего Солнца. Хотя детально физические процессы, приводящие к возникновению вспышек, еще не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу. Основной жгут вспышки обычно располагается вдоль нейтральной линии магнитного поля — направления, разделяющего области различной полярности. При некоторых условиях возникает неустойчивость, магнитные поля вблизи нейтральной линии сильно сближаются, сливаются и нейтрализуются (аннигилируют). При этом энергия магнитного поля переходит в другие формы: в излучение, тепло и кинетическую энергию движущихся газов. В электромагнитное излучение переходит примерно половина всей энергии. Это излучение может наблюдаться в видимых, ультрафиолетовых, рентгеновских лучах и даже гамма-лучах. Особенно много энергии излучается в красной спектральной линии водорода, в которой вспышки чаще всего и наблюдают при помощи узкополосных светофильтров. Энергия, излучаемая вспышкой в коротковолновой области спектра, состоит из ультрафиолетовых и рентгеновских лучей. Эти лучи испускаются очень сильно ионизованными атомами. Например, во время некоторых вспышек наблюдалось рентгеновское излучениег характерное для атома железа, лишенного 25 электронов, которое, по сути дела, представляет собой атомное ядро, обладающее подобно водороду, только одним электроном!

Другая половина энергии вспышки идет на ускорение, иногда до релятивистских скоростей, элементарных частиц, главным образом электронов и протонов. Поток таких частиц добавляется во время вспышек к общему потоку космических лучей, наблюдаемых вблизи Земли. Сталкиваясь с другими атомами, энергичные ядра вызывают их необычайно сильную ионизацию, а в некоторых случаях проникают даже через электронные оболочки атомов и приводят к ядерным превращениям, сопровождающимся испусканием гамма-квантов. Как и всякий сильный взрыв, вспышка порождает ударную волну, распространяющуюся как вверх в корону, так и горизонтально вдоль поверхностных слоев солнечной атмосферы. Излучение солнечных вспышек оказывает особо сильное воздействие на верхние слои земной атмосферы и ионосферу и приводит к возникновению целого комплекса геофизических явлений.

Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы — сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимися под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые из них, так называемые эруптивные протуберанцы, связаны с взрывоподобными выбросами вещества из хромосферы вверх в корону. На фотографиях хромосферы в красной спектральной линии водорода протуберанцы хорошо видны на диске Солнца в виде темных длинных волокон.

Области на Солнце, в которых наблюдаются интенсивные проявлениия солнечной активности, называются центрами солнечной активности.

Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности, периодически изменяется. Существует множество различных удобных способов количественно оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуются наиболее простым и раньше всех введенным индексом солнечной активности — числами Вольфа W. Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данный момент на Солнце (f), и удесятеренного числа групп, которые они образуют (g). Таким образом,

W = k(f + 10g),

где k — коэффициент, учитывающий качество инструмента и производимых с его помощью наблюдений. Эпоху, когда количество центров активности наибольшее, считают максимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти совсем нет — минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11 лет. Это составляет так называемый одиннадцатилетний цикл солнечной активности.