Солнце и солнечные бури

Интересно, как часто солнечная корпускулярная радиация выбрасывается из Солнца, от чего это зависит и можно ли предсказывать эти события?

Для ответа придется рассмотреть, что же собой представляют те области, из которых происходит выброс солнечной плазмы, от чего зависят условия выброса и т. д. Немаловажными для предсказания являются и данные о сопутствующих явлениях, таких, как радиоизлучения в различных диапазонах во время вспышки. Они могут быть зарегистрированы на Земле за сутки-полтора до того, как поток солнечной корпускулярной радиации достигнет Земли. Перейдем к рассмотрению этих вопросов.

Приведем вначале самые общие сведения о Солнце. Солнце удалено от Земли на 150 млн. км. Ракета, имеющая скорость 1600 км/ч, могла бы преодолеть это расстояние за 10 лет. Электромагнитное излучение (в том числе и видимый свет) приходит от Солнца к Земле за 8,З мин. Напомним, что скорость света равна 300 тыс. км/с.

Солнце содержит приблизительно в 332 000 раз больше вещества, чем Земля. Средняя плотность (т. е. масса в единице объема) Солнца составляет только около четверти от плотности Земли, или 1,4 плотности воды. Важным фактом является то, что при низкой средней плотности на Солнце имеется громадная сила притяжения. Этим определяется, какие именно физические процессы могут протекать внутри Солнца.

Вещество Солнца в значительной степени состоит из тех же химических элементов, которые встречаются на Земле. Земля вращается вокруг Солнца не по окружности с центром на Солнце, ее орбита имеет эксцентриситет. Поэтому в начале января Земля ближе всего расположена к Солнцу (она находится в перигелии), а в начале июля — дальше всего от Солнца (она находится в афелии). В результате расстояние между Солнцем и Землей меняется в течение года приблизительно на 4,8 млн.км. Поэтому приходящее на Землю излучение Солнца в виде тепла и света меняется в течение года примерно на 7%.

Солнце является раскаленным газовым шаром. Оно так же, как и Земля, вращается вокруг своей оси. Но именно потому, что оно не твердое, как Земля, его истинный период вращения на разных удалениях от его экватора (т. е. разных широтах) различен. Вблизи экватора он равен 25,0 дня, а на широтах ± 30° — уже 26,2 дня. Дальше к полюсу период вращения еще больше.

Допустим, что мы наблюдаем за солнечным пятном в районе экватора Солнца, нас интересует, когда это долгоживущее пятно, вращающееся вместе с Солнцем, снова пересечет центральный меридиан Солнца. Если бы Земля стояла неподвижно, этот период был бы равен 25 дням. Но пока Солнце совершало оборот вокруг своей оси, Земля успела уйти вперед (в направлении вращения Солнца), и, чтобы нам увидеть солнечное пятно снова на центральном меридиане Солнца, мы должны дать ему дополнительное время. Поэтому экваториальное солнечное пятно возвращается на центральный меридиан через 26,9 дня, а пятна, находящиеся на широтах ±30°, — через 28,3 дня. Это так называемые синодические периоды вращения.

Обращаем внимание читателя на то, что многие явления на Земле имеют тенденцию повторяться примерно через 27 дней.

Солнце — тело слоистое, и каждый его слой характеризуется своими свойствами. Рассмотрим эти слои, начиная с глубинных.

Давление в центре Солнца в миллиард раз больше, чем давление атмосферы на поверхности Земли. Температура составляет около 20 млн. град. Плотность вещества здесь в сотни раз превышает плотность воды и во много раз больше средней плотности Солнца. Вещество нашего светила в самой его глубине находится в ионизованном состоянии, т. е. его атомы превращены в ионы. Это значит, что орбитальные, вращающиеся вокруг атомного ядра электроны удалены из атома. Они находятся в том же веществе, но не связаны со своим ядром. Это позволяет более компактно упаковать вещество, поскольку основная масса его находится в атомных ядрах. Иначе такой высокой плотности вещества достичь невозможно.

Внутри Солнца переходы электронов из одной орбиты на другую вызывают рентгеновское излучение. Это излучение создает определенное давление, которое уравновешивает силу притяжения вещества к центру Солнца.

Это рентгеновское излучение постепенно продвигается в направлении к поверхности Солнца. Чем дальше оно удаляется от центра Солнца, тем длина волны излучения становится больше, т. е. лучи постепенно теряют свою способность проникать через вещество, так как их энергия уменьшается. Чем больше длина волны электромагнитного излучения, в том числе светового, радиоволн, рентгеновских лучей, тем меньше их частота, тем меньше их энергия. Другими словами, энергия кванта излучения прямо пропорциональна частоте. Из-за увеличения длины волны на определенном уровне электромагнитное излучение проявляется как рентгеновское, тогда как на большем удалении от центра Солнца оно будет проявляться как ультрафиолетовое и т. д. Наконец, на поверхности Солнца излучение является в основном видимым светом.

Мы с Земли можем наблюдать только фотосферу Солнца, т. е. сферу света. Этот слой является прозрачным. Глубже проникнуть мы не можем. В фотосфере плотность вещества уже невелика. Она в тысячу раз меньше, чем плотность земной атмосферы в приземном слое. Температура фотосферы составляет только 6000 град. (в центре Солнца она достигает, как уже говорилось, 20 млн. град). Такая же температура (5 — 10 тыс. град.) бывает в верхней атмосфере Земли в высоких широтах в овалах полярных сияний, когда туда вторгается солнечная плазма.

Слой фотосферы относительно тонкий и составляет около 100 — 200 км. Поэтому мы видим очень четкие очертания Солнца, как будто оно — твердое тело.

Для рассматриваемой нами проблемы этот слой Солнца (фотосфера) наиболее важен. Именно в фотосфере появляются солнечные пятна, которые представляют собой громадные возмущения, возможно, циклонического характера. Число и размеры солнечных пятен служат наиболее явным показателем солнечной активности, т. е. способности Солнца извергать солнечную корпускулярную радиацию. С солнечными пятнами связаны солнечные бури.

Выше фотосферы располагается так называемый обращающий слой. Он характеризуется тем, что атомы здесь уже не «ободранные», как в глубине Солнца, а целые или только однократно ионизованные (т. е. в них отсутствует всего по одному электрону). Принято считать, что здесь начинается атмосфера Солнца. Этот слой имеет толщину около тысячи километров. Называют его обращающим, так как он обращает характер излучения солнечного вещества.

Выше обращающего слоя находится хромосфера Солнца (т. е. окрашенная сфера). Во время солнечных затмений ее можно видеть в виде кольца красноватого цвета, которое окружает диск Солнца. Вещество хромосферы состоит главным образом из водорода. Молекулы водорода излучают с длиной волны 6563 ангстрем. Один ангстрем (Å) равен одной стомиллионной доле сантиметра. Длина волны излучения определяет его цвет. Длина волны 6563 Å находится в диапазоне излучения красного цвета. Поэтому хромосфера видна окрашенной в красноватый цвет.

Хромосфера Солнца для нас интересна прежде всего тем, что в ней происходят хромосферные вспышки, являющиеся неотъемлемой частью солнечных бурь, ее началом. Температура хромосферы в 5 раз выше температуры нижележащей фотосферы и составляет около 30 тыс. град.

Еще выше хромосферы находится корона Солнца. Во время полного солнечного затмения ее можно наблюдать невооруженным глазом. Она выглядит как венец (гало) белого цвета, которое граничит с хромосферой красного цвета. Температура короны достигает нескольких миллионов градусов.

Известно еще одно, может быть, самое грандиозное и красивое явление на Солнце — протуберанцы. Они в виде слабо светящихся лепестков и лучей простираются на расстояния в несколько диаметров Солнца. Протуберанцы выходят за пределы хромосферы и проникают далеко в корону.

Протуберанцы представляют собой облака паров, светящиеся за счет излучения водорода и ионизованного кальция. С помощью спектрометров можно регистрировать это излучение в любое время. Другими словами, спектрометры позволяют непрерывно «фотографировать» протуберанцы на солнечном небосклоне. Протуберанцы имеют самые различные формы и сложную внутреннюю структуру. Кроме того, они очень динамичны.

Электромагнитное (волновое) излучение Солнца является постоянным, если считать сумму этого излучения со всеми возможными длинами волн. То, что на Земле в разные сезоны бывает тепло, холодно и т. д., связано не с тем, что к орбите Земли приходит разное количество энергии от Солнца, а с тем, что Земля бывает по-разному подставлена под этот поток.

Климат и погода на Земле в общепринятом смысле этих слов зависит, прежде всего, от волнового излучения Солнца. В последнее время становятся все более ясными связи погоды на Земле и с солнечными бурями и процессами в магнитосфере Земли. Но этой проблемы мы здесь касаться не будем.

Для той проблемы, которую мы здесь рассматриваем (т. е. протекания солнечных и магнитных бурь и их влияния на биологические объекты), наиболее важна не электромагнитная, а корпускулярная радиация Солнца, которая состоит из электрически заряженных корпускул, т. е. частиц. Эта радиация связана с областями, которые заняты солнечными пятнами.

Даже тогда, когда на Солнце нет пятен, его поверхность покрыта гранулами, которые сравнивались учеными с рисовыми зернами или листьями ивы. Гранулы имеют приблизительно круглую форму. Поперечник их равен около 1500 км. Яркость гранулы на 10% больше яркости окружающей ее поверхности.

Поверхность Солнца непрерывно движется. Каждая гранула остается неизменной только в течение нескольких минут. Затем она исчезает, и на ее месте возникает новая. Поверхность Солнца как будто кипит. Создается впечатление, что сами гранулы представляют собой вершины столбов или потоков солнечного вещества, основание которых находится глубоко под фотосферой. Эти потоки солнечного вещества, наружная часть которых видна как гранулы, переносят солнечную энергию на последнем этапе ее передвижения из недр Солнца в межпланетное космическое пространство.

Гранулы могут смещаться на поверхности Солнца. Иногда несколько гранул расходятся, и между ними образуется более темная область, так называемая пора. Когда несколько пор объединяются в одно целое, образуется солнечное пятно.

В начале своего развития поры группируются вокруг двух центров активности. Затем в этих местах возникают два солнечных пятна. Эти два пятна под видимой поверхностью Солнца связаны между собой. При вращении Солнца они также перемещаются относительно земного наблюдателя. Солнце вращается вокруг своей оси с востока на запад. Поэтому-то солнечное пятно, которое движется впереди (т. е. западное), называется ведущим, или головным. Пятно, движущееся следом, называется замыкающим, или хвостовым.

Солнечные пятна в отличие от гранул существуют долго — до нескольких месяцев. Правда, имеются солнечные пятна, которые наблюдаются всего несколько часов. Если образовались две пары солнечных пятен, то в течение первых нескольких дней два головных пятна этих двух пар быстро расходятся в направлении восток — запад, т. е. по долготе. Это движение напоминает отталкивание головных пятен друг от друга. При этом размер головных пятен увеличивается. Приблизительно через 10 суток их размер становится максимальным, и они перестают удаляться друг от друга. В это время они удалены друг от друга на расстояние 10 — 15° по долготе (15° составляет одну 24-ю часть большого круга Солнца, что составляет 180 тыс. км на поверхности Солнца).

В это время хвостовое пятно начинает быстро распадаться. Головное пятно уменьшается значительно медленнее и живет в среднем в 4 раза больше, чем хвостовое. Так выглядит зарождение и исчезновение большинства солнечных пятен, но отнюдь не всех. Наблюдаются и значительные отклонения от такой картины.

Солнечное пятно — это та основная исходная точка, та первопричина, от которой зависит развитие солнечных и магнитных бурь. Поэтому рассмотрим его свойство более подробно.

Отдельно взятое солнечное пятно устроено следующим образом. Оно состоит из ядра (или тени), которое окружено более светлой полутенью. Границы между тенью и полутенью, а также между полутенью и окружающей фотосферой очень резкие. Само ядро пятна почти не имеет какой-либо структуры и занимает только около одной пятой части от всей площади пятна. Зато полутень имеет весьма сложную тонкую структуру.

Большие пятна — это обширные углубления в фотосфере. Солнечные пятна появляются на поверхности Солнца в разные годы в разных количествах. Число солнечных пятен изменяется с периодом в 11 лет. Оно постепенно увеличивается в течение половины этого периода, а затем, после достижения максимума, постепенно уменьшается до минимума. Затем наступает новый 11-летний период, и все повторяется. Из подсчета числа солнечных пятен за более чем 200 лет был получен период, равный в среднем 11,1 года. При этом отдельные конкретные периоды длились 7, а некоторые — 17 лет.

Наибольшее (максимальное) число солнечных пятен также существенно меняется от одного периода к другому. Наблюдались выдающиеся максимумы числа солнечных пятен в 1870 г. и в 1957 — 1958 гг. Эти периоды характеризовались числами пятен в 3 раза большими, чем в эпоху самого низкого максимума в 1816 году. В интенсивные максимумы солнечной активности происходит большое число солнечных бурь, которые, в свою очередь, вызывают много магнитных бурь.

Число зарегистрированных солнечных пятен зависит также от того, с помощью какого инструмента ведутся наблюдения.

Вольф из Цюрихской обсерватории в XVIII в. ввел понятие «относительного числа солнечных пятен» как меры солнечной активности. Относительное число солнечных пятен, по Вольфу, определяется по формуле

R = k(10g + f).

Здесь g — число возмущенных областей (группы плюс изолированные пятна), а f — общее число пятен, независимо от того, находятся ли они в группах или нет. k — постоянная, зависящая от инструмента, с помощью которого ведутся наблюдения. Величина ее определяется экспериментально для каждой обсерватории. В Цюрихе при получении данных, которые использовал Вольф, применялся телескоп с отверстием 8 см и 64-кратным увеличением. Для него k = 1. Систематические наблюдения за солнечными пятнами в Цюрихской обсерватории проводятся начиная с 1749 г. Именно по этим непрерывным наблюдениям и было достоверно установлено наличие периодичности в солнечной активности.

Правда, сведения о солнечных пятнах встречались и значительно раньше. Но эти наблюдения носили эпизодический характер. Они относились к отдельным наиболее выдающимся событиям. Так, Галилей начал наблюдать за поверхностью Солнца в 1610 — 1611 гг. Но эти наблюдения не были регулярными.

Результаты, полученные во многих обсерваториях мира, собираются и проверяются в Цюрихской обсерватории, где выводятся относительные числа солнечных пятен за каждый день. Конечно, введенное Вольфом определение относительного числа солнечных пятен условно. Тем не менее, числа Вольфа достаточно хорошо отражают изменения солнечной активности в течение солнечного цикла. Имеются и другие методы определения солнечной активности. Так, в Гринвичской обсерватории измеряется полная площадь солнечных пятен по фотографиям. Но опять же бывают пятна одного и того же размера, но разной активности. А это таким методом учесть нельзя.

Интересно заметить, что если наблюдать только те пятна, которые видны невооруженным глазом (для этого надо прикрыть Солнце кусочком темного стекла во избежание ослепления), то все равно можно установить периодичность их появления с интервалом в 11 лет.

Пятна образуются на поверхности Солнца не в любом месте. В год минимума солнечной активности солнечные пятна чаще всего образуются на удалении 30° от его экватора (т. е. вдвое ближе к экватору, чем к полюсу). Затем с увеличением солнечной активности пятна возникают все ближе и ближе к экватору, и к концу 11-летнего периода они появляются на удалении около 8° к северу и к югу от солнечного экватора. Солнечные пятна последующего солнечного 11-летнего цикла вновь начинают появляться на широтах ±30°. В этот переходный период между двумя циклами одновременно наблюдаются пятна старого цикла на широтах ±8° и нового цикла на широтах ±30°. Эта закономерность носит название закона Шпёрера.

Активные области, в которых образуются солнечные пятна, сохраняются дольше самих пятен. После исчезновения одних пятен в активной области возникают другие. Солнечные пятна обладают интенсивными магнитными полями, которые направлены перпендикулярно поверхности Солнца. У границы пятна силовые линии изгибаются и возвращаются к поверхности Солнца. Форма магнитного поля пятна несколько напоминает форму отдельных струй воды, разбрызгиваемых установкой для поливки газона.

Наличие сильного магнитного поля в области солнечного пятна приводит к тому, что солнечное вещество в этой области становится как будто замороженным. Это происходит в результате ограничений, которые накладывает магнитное поле на движение плазмы. Плазма ограничена в своих движениях поперек магнитных силовых линий, т. е. в плоскости поверхности Солнца. Поэтому можно считать, что солнечные пятна являются не областями больших бурь, как считали раньше, а, наоборот, «островами» наибольшего спокойствия в смысле движений вещества по поверхности. Магнитное поле солнечного пятна направлено радиально и способствует выбросу из пятна солнечной корпускулярной радиации.

Напряженность магнитных полей больших солнечных пятен достигает 2500 — 3000 Гс (магнитное поле Земли составляет 0,5 Гс). Площадь пятна равна нескольким сотням миллионов квадратных километров.

Солнце, как и Земля, имеет общее магнитное поле. Но оно очень быстро меняется как по величине, так и по форме, подобно магнитному полю переменной магнитной звезды.

Магнитные поля пары солнечных пятен связаны между собой: силовые линии магнитного поля выходят из одного пятна и входят в другое (ему парное). В том случае, когда наблюдается только одно солнечное пятно, распределение окружающих его ярких образований паров кальция, имеющих неправильную форму, и связанных с ними факелов часто указывает на наличие дополнительной активной области, вероятно скрытого пятна. В некоторых подобных случаях в такой области также наблюдалось слабое магнитное поле ожидаемой полярности.

Полярности пятен в обоих полушариях Солнца противоположны, т. е. если магнитное поле ведущих пятен Северного полушария направлено наружу, то в Южном полушарии оно направлено внутрь. Направление магнитного поля ведущих солнечных пятен через каждые 11 лет меняется на противоположное. Таким образом, направление магнитных полей солнечных пятен в данном полушарии повторяется через 22 года. Ведущее солнечное пятно во время его роста движется в направлении вращения Солнца несколько быстрее. Когда же оно распадается, его движение замедляется. Замыкающее пятно пары старается двигаться в обратном направлении, словно отталкивается от ведущего пятна.

Пятно располагается несколько глубже поверхности Солнца. Видимо, область полутени представляет собой пологий склон, кончающийся тенью, расположенной ниже внешнего края полутени примерно на 800 км.

Пятна, как правило, окружены факелами. Это яркие образования в виде сетки со светлыми прожилками. Они появляются за какое-то время до начала образования пятна. Факелы более устойчивы, чем сами пятна. Они остаются надолго после того, как само пятно исчезает. По ним можно судить о том, что в этом месте было солнечное пятно. Ведь нет ни одного солнечного пятна, которое не было бы окружено факелами. Лучше всего факелы видны вблизи края Солнца.

Кроме солнечных пятен и факелов, существуют и другие структурные элементы активной области, такие, как флоккулы, протуберанцы, активные образования в короне и хромосферные вспышки.

На Солнце встречаются большие магнитные поля, направленные вертикально и не связанные с полностью развитыми солнечными пятнами. Они наблюдаются в порах. Наблюдаются также магнитные узелки — небольшие области, где магнитные силовые линии сгущены. В таких узелках, расположенных между гранулами (внутри активной области), магнитные поля направлены вертикально и имеют напряженность около 1000 Гс.

Другим указанием на магнитную активность могут служить флоккулы и факелы. Флоккулы — это обширные площади, более яркие, чем окружающий фон. Они приблизительно совпадают с окружающими пятна более яркими областями фотосферы — факелами, а факелы с лежащими над ними флоккулами. Можно сказать, что флоккул — это хромосферный факел. Он обычно рассматривается как видимое проявление активной области и используется для определения ее протяженности.

Считается, что с точки зрения эстетики протуберанцы — самое интересное явление на Солнце. Они принимают весьма разнообразные очертания — от тонких (изящных петель до причудливых волокон и дуг. Их поведение бывает самым неожиданным, а спектр их представляет собой увлекательнейшее зрелище.

Протуберанцы движутся со скоростями около 100 км/с. Они, по существу,— часть хромосферных вспышек. Имеют высокую температуру и свидетельствуют о бурной солнечной активности.

Петли и коронарный дождь обычно возникают как последствия вспышек и выбросов, т. е. они связаны с более активными областями солнечных пятен. Эти протуберанцы имеют вид изящных и вместе с тем сложных дуг вещества, вытекающего из короны.

Кроме описанных активных, бывают и спокойные протуберанцы. Они состоят из вещества, которое накапливается над поверхностью Солнца в благоприятных условиях. Они могут иметь самые разнообразные формы, в том числе воронки, частоколы и занавесы. Эти протуберанцы образуются на границах между полями противоположного направления, где магнитное поле в основном направлено горизонтально. Такое магнитное поле способно поддерживать вещество протуберанца.

Хромосферная вспышка выглядит так. Часть солнечной атмосферы площадью около 25 млрд. км², т. е. примерно равная площади большого солнечного пятна, внезапно вспыхивает. Яркость свечения водородной линии увеличивается в десятки раз. Большие вспышки состоят из сложных переплетений «раскаленных добела» волокон, яркость которых достигает наибольшей интенсивности через 5 — 10 мин после их возникновения. Затем эти волокна меркнут в течение 1 — 2 ч. Хромосферные вспышки делятся на классы в зависимости от их интенсивности — от 1 (наименее интенсивные) до 3 (наиболее интенсивные). Введена еще более высокая категория вспышек, класса 3+, в которую зачисляются хромосферные вспышки исключительно большой площади и интенсивности.

Хромосферные вспышки всегда связаны с солнечными пятнами. Чаще всего они происходят в центральных областях групп солнечных пятен и реже — вдали от них.

Многолетними наблюдениями установлено, что имеется определенный тип солнечных пятен, в которых хромосферные вспышки происходят с наибольшей вероятностью. Такие пятна способны породить за время одного прохождения по полусфере Солнца 30 — 40 хромосферных вспышек. Пятно другого типа, хотя и той же площади, может дать только одну хромосферную вспышку или не дать даже ни одной. В момент, когда хромосферная вспышка достигает наибольшей яркости, в прилегающей к ней области можно видеть потоки вещества, которые выходят из хромосферы со скоростью около 500 км/с. Когда вспышки происходят вблизи края солнечного диска, они напоминают фонтан, выбрасывающий струи вещества на высоту в полмиллиона километров и более. Видимые потоки вещества — только часть таких потоков. Гораздо бóльшие потоки ионизированных и поэтому невидимых атомов, которые покидают Солнце и уходят в межпланетное пространство.

Самые медленные частицы движутся от Солнца к Земле со скоростью около 1600 км/с. Эти потоки солнечной плазмы состоят из электронов и ионов примерно в равных количествах. Ионы образованы из атомов водорода, гелия, магния, которых больше всего в солнечной хромосфере.

Установлено, что если хромосферная вспышка происходит около центра солнечного диска, то магнитная буря на Земле происходит с большей вероятностью. Это означает, что заряженные частицы покидают Солнце главным образом в перпендикулярном к его поверхности направлении. Когда же вспышка расположена вблизи солнечного края, то Земля гораздо реже находится на линии обстрела частицами солнечного потока.

Солнечные вспышки связаны с двумя типами рентгеновского излучения. Первый тип — это излучение в интервале длин волн от 1 до 100Å. Другой тип — это излучение с длинами волн от 0,0124 до 1,24 Å. Эти всплески рентгеновского излучения увеличивают ионизацию в нижней ионосфере Земли, вызывая различного рода аномальные эффекты, нарушающие радиосвязь.

(Мизун Ю. Г., Мизун П. Г. Космос и здоровье)