Чтение онлайн

Как возникают солнечные пятна, откуда они берутся? На такой вопрос с физической точки зрения не так просто ответить. Мы рассмотрим эту проблему в следующей главе. Здесь же опишем кратко, как выглядит развитие группы солнечных пятен на поверхности Солнца. В возмущенной области фотосферы появляются темные поры. Процесс возникновения пор занимает около часа, и они исчезают примерно через день, если не разовьются в настоящие пятна. Никто пока не знает, почему поры появляются, где и когда они образовались. Поры или маленькие пятна обычно (но не всегда) превращаются в пару солнечных пятен. Вначале эти пары располагаются параллельно солнечному экватору. Ведущее, или головное, пятно обычно более компактно и движется немного быстрее, чем хвостовое пятно. Часто в промежутке между двумя основными пятнами появляются маленькие пятна. Если это произойдет, то хвостовое пятно может исчезнуть, остается только лидер (головное пятно), медленно уменьшающееся в размерах. Пятна могут иметь различные формы и размеры. Большинство пятен больше Земли; редко, может быть раз в 10 лет, а то и того реже, большая и сложная группа распространяется на одну пятую часть диска. Пятна, размер которых больше 40 000 км, можно увидеть невооруженным глазом, когда Солнце очень близко к горизонту (правда, это не совсем безопасно). Время жизни группы солнечных пятен — от нескольких дней до многих месяцев. В 1946—1947 гг. наблюдались самые большие пятна со времени изобретения телескопа; площадь одного из этих гигантов составляла 1010 км2.

С солнечными пятнами связано другое образование на поверхности Солнца — факелы. Факелы имеют вид областей, яркость которых выше яркости обычной фотосферы. Яркие, с хорошо развитой структурой факелы часто окружают солнечные пятна. Использование узкополосных фильтров позволяет получить фотоснимки, на которых видны только факелы без фотосферы. Структуру фотосферных факелов можно проследить на всех уровнях солнечной атмосферы, но с увеличением высоты факелы расплываются, становясь более диффузными. На фотографиях факелы лучше видны вблизи лимба, где перспектива подчеркивает контраст. Время жизни факелов короче, чем пятен, и составляет в среднем несколько часов.

Рис. Факелы на Солнце.

Космическая астрономия дала новые ценные сведения о солнечных пятнах и связанных с ними явлениях атмосферы. Одним из результатов является обнаружение прямого влияния солнечных пятен на атмосферу Солнца вплоть до короны. На фотоснимках, полученных в космосе, видны арочные структуры, расположенные между пятнами, температура которых, равная примерно 300 000 К, намного меньше температуры чрезвычайно горячей короны (2x106 К). Благодаря такой низкой температуре они и видны на фоне прозрачной короны.

В фотосфере и под фотосферой происходит так много разнообразных физических процессов, что пройдет еще немало времени, пока мы полностью в них разберемся. Физики и астрономы являются ежедневными свидетелями происходящей здесь зачаровывающей борьбы между силами давления горячего газа и запутанными магнитными полями, в то время как солнечное излучение прокладывает себе путь к остальной Вселенной. Плазма с температурой в сотни тысяч градусов взлетает вверх или скользит вниз из короны. Темные пятна рождаются и умирают. Это настоящий рай для физиков: они могут следить, как силы природы стараются переиграть друг друга в битве, которая должна длиться 10 млрд. лет, в битве, в которой победить может только гравитация.

Солнечные пятна — один из типичных примеров «погоды» в фотосфере и атмосфере Солнца. Понятие «активное Солнце» включает в себя также вспышки, протуберанцы — гигантские языки газа, вырывающиеся в корону, а также всплески шумового радиоизлучения. Все это — примеры энерговыделения, которое происходит при не очень сильном нарушении устойчивости внешних слоев Солнца. Часто причиной таких нарушений является очень сильная скрученность магнитного поля. Колебательная природа магнитного поля — его скручивание и последующее раскручивание — дает ключ к пониманию мощных всплесков энергии на Солнце. В отличие от планеты Земля дневная звезда обращается с магнитным полем, как с игрушкой, закручивая его все плотнее и плотнее до тех пор, пока в конце концов оно не срывается, подобно перекрученной часовой пружине. Название «солнечный цикл» относится к почти регулярным сериям наблюдаемых на Солнце изменений, которые сопровождают процесс наматывания и последующего освобождения магнитного поля. Эта интригующая картина поведения поля на Солнце впервые привлекла внимание астрономов при наблюдениях солнечных пятен.

Наблюдения солнечных пятен, используемые для научных исследований, астрономы проводят в течение почти трех последних столетий. Некоторые элементарные сведения о пятнах можно отыскать и в более отдаленном прошлом. Галилей проводил свои наблюдения в 1610—1611 гг., и с этого периода регистрация пятен то проводилась, то прекращалась, то возобновлялась вновь. К 1843 г. Г.Швабе из Дессау собрал достаточно много данных для того, чтобы подтвердить долгое время существовавшее предположение о регулярных флуктуациях числа солнечных пятен. Швабе показал, что число пятен на диске меняется циклически, достигая максимума примерно через каждые одиннадцать лет. Следующим, кто внес существенный вклад в исследование солнечных пятен, был Р.Вольф, который в середине XIX столетия собрал все, какие только мог, данные о пятнах и привел их к удобному виду. Он установил, что средний период цикла равен 11,1 года.

Рис. Изменение числа Солнечных пятен.

Для того чтобы придать смысл субъективному суждению о степени запятненности Солнца, определение числа солнечных пятен, данное Вольфом, используется до сих пор. Это число, определяющее меру солнечной запятненности, принимает во внимание как число групп солнечных пятен, так и число самих пятен, наблюдавшихся в данный день. Каждая группа принимается за десять единиц, а каждое пятно — за единицу. Общий отсчет за день — число солнечных пятен Вольфа; оно может быть и столь малым, как нуль, и столь большим, как 200. На каком основании Вольф выбрал для группы значение, равное десяти? Он должен был что-то выбрать— и в этом вся причина; хотя у его выбора нет физической основы, но схема разумна и позволяет за счет введения большего веса для групп пятен учитывать степень объединения пятен в группы. Качество пудинга определяется на вкус — вот почему астрономы до сих пор пользуются системой Вольфа. И последнее, что следует упомянуть: существует система корректировки числа пятен (несколько напоминающая гандикап, используемый на бегах, или раунд в гольфе), с помощью которой учитываются отличия в индивидуальных свойствах наблюдателей, различие в оборудовании и погодных условиях.

Рис. Широтно-временное распределение пятен — «Бабочки Маундера». С развитием цикла пятна появляются ближе и ближе к экватору.

Кривая среднемесячного числа солнечных пятен совершенно отчетливо показывает периодическое изменение числа солнечных пятен. За последние 50 лет течение цикла несколько ускорилось (хотя и незначительно) и цикл уменьшился примерно до 10,5 лет. Усреднение за 200 лет дает период в 11,2 года. За последние 300 лет самый короткий период был равен 7 годам, самый длинный — 17. Другими словами, поведение цикла регулярно лишь в среднем. Если посмотреть на изменение чисел солнечных пятен за три столетия, то можно заметить, что в подъеме и спаде максимумов, по-видимому, существует некоторая система. Возможно, это указывает на то, что существует другой цикл, равный примерно 80 годам, который модулирует одиннадцатилетний и о котором мы в действительности ничего не узнаем в течение ближайших нескольких сотен лет. Заметим также, что подъем до вершины максимума занимает меньше времени (примерно четыре года), чем спад, который обычно продолжается около шести лет.

Хотя система счета Вольфа хорошо выдержала испытание временем, сегодня более разумно измерять солнечную активность количественными методами. Это именно то, чем занимаются в настоящее время обсерватории, которые ведут регулярные патрульные наблюдения за Солнцем, используя в качестве меры активности оценку площадей солнечных пятен в миллионных долях площади видимой солнечной полусферы.

Одновременно с возрастанием числа солнечных пятен сами пятна также мигрируют в направлении солнечного экватора, который наклонен к плоскости орбиты Земли (т.е. к эклиптике) под углом в 7°. Г.Шпёрер (1822— 1895) из Потсдамской обсерватории был первым, кто исследовал эти изменения с широтой. Он и Ричард Кэррингтон (1826—1875) — английский астроном-любитель, сделавший очень много для солнечной астрономии, провели большие серии наблюдений периодов обращения пятен. Исходя из этих наблюдений, они подтвердили тот факт, что Солнце не вращается как твердое тело. Они обнаружили, что на широте 30°, например, период обращения пятен вокруг Солнца на 7% больше, чем на экваторе.

Е.Уолтер Маундер, суперинтендант Королевской обсерватории в Гринвиче (Лондон) в 1904 г. опубликовал интересную диаграмму, выявляющую миграцию солнечных пятен по широте в течение солнечного цикла. Эта «диаграмма бабочек» отчетливо показывает постоянное смещение пятен от высоких широт к более низким. Обычно первые пятна нового цикла появляются примерно на гелиоширотах ±30°, хотя они могут появляться и выше, вплоть до ±40°. По мере прохождения цикла пятна появляются все ближе к экватору. Они достигают ±15° в максимуме числа солнечных пятен и в конце цикла образуют сгущение на диаграмме вблизи широты ±5°. Отметим, что эти пятна не движутся в направлении экватора, в действительности смещается лишь место наиболее вероятного появления пятен. В конце цикла вблизи экватора могут существовать пятна старого цикла, в то время как на высоких широтах уже возникают пятна нового цикла.

В 1908 г. Джордж Эллери Хейл открыл магнетизм солнечных пятен. В 1950-х годах Бэбкоки, используя более совершенный магнитограф, показали, что в солнечных активных областях существуют биполярные магнитные поля. Поведение магнитных полей в солнечных пятнах дает нам ключ к пониманию природы механизма, управляющего солнечной активностью. Измерения магнитного поля в группах, состоящих из двух солнечных пятен, отчетливо показывают, что эти два пятна имеют противоположные полярности, указывая на то, что линии магнитного поля выходят из одного пятна и входят в другое. В течение отдельного солнечного цикла и в данной полусфере ведущее пятно (ведущее в направлении солнечного вращения) всегда одной и той же полярности. В противоположной полусфере по другую сторону экватора выполняется то же самое, но знак полярности обратный. Это поведение сохраняется в течение всего солнечного цикла, а затем, когда включается новый цикл, полностью меняется на противоположное. Конец одного цикла солнечных пятен и начало следующего сопровождаются сменой знака солнечных магнитных полей, при которой даже слабое общее поле медленно меняет направление на противоположное. Этот процесс занимает около года. Таким образом, магнитный цикл Солнца составляет полных двадцать два года плюс — минус несколько месяцев.