Астронет: М. А. Лившиц,  "Физика Космоса", 1986 Солнце http://variable-stars.ru/db/msg/1179694

Солнце

Содержание:

1. Введение
2. Солнце как звезда
3. Фотосферные явления
4. Хромосфера и корона
5. Магнитные поля и солнечная активность
6. Вспышки на Солнце и их воздействие на Землю

1. Введение

Солнце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии С., его строение, образование спектра, явл. общими для физики С. и звёзд. Для земного наблюдателя уникальность С. состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность к-рой можно подвергнуть детальному изучению. Непосредственно с поверхности Земли С. изучают радио- и оптич. методами. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширить исследуемый диапазон частот эл.-магн. излучения С., а также приступить к детальному исследованию его корпускулярного излучения. Всё многообразие солнечных явлении, раскрытое этими методами: зернистая (грануляционная) структура поверхности (фотосферы), сложные изменения яркости и движений в её отдельных активных центрах, процессы в самых внешних, разреженных слоях атмосферы - хромосфере и короне, в частности солнечные вспышки, образование протуберанцев, солнечного ветра,- свойственно, вероятно, не только С., но и др. звёздам. Поэтому физика солнечных явлений имеет огромное значение для развития астрофизики в целом.

2. Солнце как звезда

Рис. 1. Фотография диска Солнца. Заметно потемнение диска к краю,  видны пятна.

Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1). Радиус Солнца R = 6,96^.10¹⁰ см, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса С. = 1,99^.10³³ г, т. е. в 333 000 раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Ср. плотность солнечного вещества 1,41 г/см⁸, что составляет 0,256 ср. плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и ок. 2% др. элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности С. = 2,74^.10⁴ см/с². Вращение С. имеет дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4^o за сутки), чем высокоширотные зоны (~10^o за сутки у полюсов). Ср. период вращения С. 25,38 сут, скорость на экваторе ок. 2 км/с, энергия вращения (определённая по вращению поверхности) составляет 2,4^.10⁴² эрг. Мощность излучения С.- его светимость L ≈ 3,86^.10³³ эрг/с (3,86^.10²⁶ Вт), эффективная температура поверхности Т_э= 5780 К. С. относится к звёздам-карликам спектрального класса G2. На диаграмме спектр - светимость (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) С. находится в ср. части главной последовательности, на к-рой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса к-рых составляет всего лишь 0,13% (см. Планеты), но на них приходится ок. 98% момента количества движения всей Солнечной системы (см. Происхождение Солнечной системы).

Под действием гравитации С., как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой темп-ры и плотности внутр. слоев С. В центре С. темп-ра Т ≈ 1,6^.10⁷ К, плотность ≈ 160 гћсм^-3. Столь высокая температура в центральных областях С. может поддерживаться длительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода. Эти реакции и явл. осн. источником энергии С.

Из Планка закона излучения следует, что при темп-рах, характерных для центра С., осн.энергия излучения приходится на рентг. диапазон. Из центральной области С. до его поверхности эл.-магн. излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ∼ 1 млн. лет, при этом его спектр существенно изменяется (напомним, что путь, в 200 раз больший,- от С. до Земли - свет проходит за время ≈ 8 мин).

В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерных реакций в центре С., доходят до нас практически не поглощаясь. Поэтому методы нейтринной астрономии в принципе позволяют получать данные непосредственно о внутр. областях С.

Рис. 2. Радиальное распределение массы (в процентах от полной массы Солнца), плотности rr, температуры Tr,. и энергии излучения (в процентах от полной энергии излучения Солнца), характерное для Солнца. По горизонтальной оси - расстояние от центра Солнца в долях солнечного радиуса.

В недрах С. атомы (в основном это атомы водорода) находятся в ионизованном состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано гл. обр. с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов (с их фотоионизацией, см. Ионизация). Однако таких элементов в недрах С. мало. Движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощение в ионизованном газе центральной области С. всё же относительно мало. По мере удаления от центра С. темп-ра и плотность газа падают (рис. 2), и на расстояниях, больших 0,7-0,8 R, уже могут существовать нейтральные атомы (в более глубоких слоях - атомы гелия, ближе к поверхности С.- атомы водорода). С появлением нейтральных атомов, особенно многочисленных атомов водорода, резко возрастает поглощение, связанное с их фотоионизацией. Перенос энергии излучением сильно затрудняется. Включается др. механизм переноса энергии - развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным (см. Конвекция). Протяжённость по высоте солнечной конвективной зоны 150 тыс. км. Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы - порядка 1 м/с, в тонком верхнем слое они достигают 2-3 км/с.

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С. к внеш. наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое - фотосфере, имеющем толщину ¹/₂₀₀₀  R ≈ 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное оптич. излучение фотосферы. В первом приближении можно считать, что фотосфера испускает непрерывное тепловое излучение как абсолютно чёрное тело, нагретое примерно до 6000 К (рис. 3). Верхнюю часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающим слоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда наз. фраунгоферовыми линиями (см. Атмосферы звёзд, Спектральные линии). В спектре С. отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70 хим. элементов. Наиболее обилен водород, атомов гелия примерно в 10 раз меньше, атомов всех других элементов - меньше тысячной доли числа атомов водорода. В областях с меньшими температурами (~ 4000-5000 К) образуются простейшие молекулы: СН, CN и др.

Внеатмосферные и радиоастрономич. методы позволили измерить солнечное излучение в широком интервале длин волн: от 0,001 (10^-11 см) до 1 км. Практически вся энергия излучения С. заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 до 0,5 см. В этом диапазоне фотосферное излучение близко к излучению абсолютно чёрного тела с T ≈ 6000 К. Лишь на самых краях диапазона яркостная температура фотосферного излучения падает до ≈ 4500 К в УФ-диапазоне (1800-3000 ) и до 5200 К в далёкой ИК-области (λ ≈ 5 мкм). Небольшое уменьшение темп-ры связано с тем, что в этих длинах волн наблюдаются верхние, несколько более холодные части фотосферы. Падение темп-ры фотосферы с высотой объясняет также потемнение к краю диска С. (рис. 4) (на краю диска при касательном направлении луча зрения видны лишь поверхностные слои).

В радиодиапазоне и коротковолновой области спектра излучение существенно отличается от фотосферного. В радиодиапазоне оно остаётся непрерывным, однако его яркостная темп-ра Т_я начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне Т_я 6000К, при λ ≥ 1 см Т_я ≈ 10 000К и монотонно возрастает до 10⁶K в диапазоне λ от 3 до 100 см. Это объясняется тем, что внеш. разреженные части солнечной атмосферы - хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачными в радиодиапазоне, и с увеличением длины радиоволн излучение поступает к нам от всё более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значит. изменения, как медленные, так и более быстрые (всплески). Последние связаны с нетепловыми плазменными процессами (см. Радиоизлучение Солнца).

При темп-рах ~10⁴ К (хромосфера) и ~10⁶ (корона), а также в переходном слое с промежуточными темп-рами появляются ионы различных элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленны в коротковолновой области спектра (λ < 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L_a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Физ. характеристики различных слоев приведены на рис. 5 (условно выделена нижняя хромосфера толщиной ≈ 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верхней атмосферы С.- хромосферы и короны - может быть обусловлен механич. энергией, переносимой волнами, возникающими в верхней части конвективной зоны, а также диссипацией (поглощением) энергии электрич. токов, генерируемых магн. полями, движущимися вместе с конвективными потоками.

Существование на С. поверхностной конвективной зоны обусловливает ещё ряд явлений. Ячейки самого верхнего яруса конвективной зоны наблюдаются на поверхности С. в виде гранул (см. Грануляция). Более глубокие крупномасштабные движения во втором ярусе зоны проявляются в виде ячеек сверхгрануляции и хромосферной сетки. Имеются основания считать, что конвекция в ещё более глубоком слое наблюдается в виде гигантских структур - ячеек с большими, чем сверхгрануляция, размерами.

Большие локальные магн. поля в зоне ± 30^o от экватора приводят к развитию т. н. активных областей с входящими в них пятнами. Число активных областей, их положение на диске и полярности пятен в группах изменяются с периодом ≈ 11,2 года. В период необычайно высокого максимума 1957-58 гг. активность затрагивала практически весь солнечный диск. Кроме сильных локальных полей на С. имеется более слабое крупномасштабное магн. поле. Это поле меняет знак с периодом ок. 22 лет и близ полюсов обращается в нуль в максимуме солнечной активности.

3. Фотосферные явления

Солнце, видимое с Земли,- это круг со средним угловым диаметром 1920''. При спокойных атмосферных условиях солнечный телескоп позволяет "увидеть" детали размером ~ 1'', что на расстоянии в 1 а. е. соответствует ≈ 700 км.

Рис. 6. Грануляция солнечной фотосферы.	Рис.7. Солнечное пятно

Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы (рис. 6), их размеры различны и составляют в среднем ≈ 700 км, "время жизни" (появление и угасание гранулы) ≈ 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной ок. 300 км. Флуктуации яркости, вызываемые грануляцией, невелики. Превышение яркости над ср. фоном 10%. 

Часто в областях, располагающихся в зоне ± 30^o от экватора, кроме спокойной грануляционной картины наблюдаются солнечные пятна и факелы. Телескоп позволяет различать тёмный овал (т.н. тень пятна), окружённый более светлой полутенью (pиc. 7). Характерный размер развитого пятна составляет ≈ 35000 км. Диаметр тени примерно вдвое меньше. Близ тени появляются отдельные яркие участки, к-рые в виде узких струй (диаметр D ≈ 700 км) растекаются к периферии пятна. Они образуют характерную волокнистую структуру полутени. Время жизни отдельных волокон ≈ 30-60 мин. В самой тени пятна также наблюдаются слабоконтрастные флуктуации яркости - очень маленькие светлые точки (D ≈ 350 км), живущие 15-30 мин. Их отождествляют с "остаточной" грануляцией в условиях сильного магн. поля тени пятна. Поток лучистой энергии в тени пятна ослаблен примерно в 3 раза, что явл. следствием понижения темп-ры от 6000 до 4500 К. Это понижение темп-ры отражается и на спектре пятен: усилены спектр. линии более низкого возбуждения, молекулярные полосы. Видно также, что линии несколько сдвинуты в коротковолновую область. Это позволяет установить (на основе Доплера эффекта), что на уровне фотосферы (в области образования изучаемых линий) газ вытекает из пятна (эффект Эвершеда). Движение наружу - от тени к периферии - характер, но лишь для тёмных, холодных волокон - более горячий газ медленно движется в противоположном направлении. В полутени направление движения близко к горизонтальному. На больших высотах - в хромосфере и короне - газ, наоборот, втекает в область пятна.

Пятна обычно окружены целой сетью ярких цепочек - фотосферным факелом. Ширина цепочек равна диаметру образующих её ярких элементов (групп гранул) и составляет ок. 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гранул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца (самое большое пятно - до неск. месяцев). Суммарная площадь цепочек - волокон факела - примерно в 4 раза больше площади пятна. Факелы, правда менее яркие, встречаются и независимо от пятен. Величина суммарной площади факелов в годы минимума солнечной активности мала, но в годы максимума волокна факелов могут занимать до 10% всей поверхности С. Волокна факелов отчётливо видны лишь около края диска С. (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10-20%. Поскольку около края диска просматриваются поверхностные слои, то такое превышение яркости свидетельствует, что темп-ра верхних слоев факела примерно на 300 К выше, чем невозмущённой фотосферы.

Распределение темп-ры и плотности с высотой в фотосфере и нижней хромосфере приведено на рис. 8. Поскольку в факеле при оптической толще 0,1-1 темп-ра несколько выше, чем на тех же уровнях в фотосфере, градиент темп-ры - скорость её уменьшения с высотой - в факеле меньше, чем в фотосфере.

4. Хромосфера и корона

Излучение верхних слоев солнечной атмосферы слабее фотосферного не менее чем в 10 тыс. раз. Поэтому даже ничтожная доля света фотосферы, рассеянная в земной атмосфере или в оптич. частях телескопа и спектрографа, создаёт столь высокий фон, что прямыми методами не удаётся регистрировать слабое излучение хромосферы и короны. Для этих целей в принципе применяются 2 метода (прямые наблюдения возможны во время солнечных затмений). В первом методе обычно производят искусственное экранирование диска С. Этот метод позволяет наблюдать хромосферу и корону за краем диска С., вообще говоря, только в плоскости полученного изображения, что ограничивает возможности изучения развития явлений большой длительности. Второй метод - изучение внеш. атмосферы в проекции на диск С.- основан на непрозрачности хромосферы и короны в свете нек-рых линий, поскольку излучение на частотах центра ряда спектр. линий (водородной Н_a, линий Н и К ионов CaII и др.) образуется выше фотосферы - в хромосфере. Оптич. толща хромосферы для этих частот >>1, так что свет фотосферы в этих частотах до наблюдателя не доходит. Исследование названных линий позволяет изучать особенности структуры атмосферы на высотах 1000-3000 км [линия К (CaII) образуется в несколько более высоких слоях, чем Н_a]. Внеатмосферные наблюдения позволили получить изображения С. в длинах волн лаймановской линии водорода Z_a (1216 ) и линиях гелия (584 и 304 ), а также в коротковолновых корональных линиях. Применение этого метода требует выделения узкого спектр. интервала сложным интерференционно-поляризационным фильтром (см. Светофильтры) или спектрографом. Независимые данные о внеш. атмосфере С., правда с меньшим пространственным разрешением по поверхности, получаются из радионаблюдений на длинах волн λ 1 см.

Хромосфера вне диска С. (за лимбом) представляется излучающим (эмиссионным) слоем протяжённостью ≈ 10 000 км. Нижняя хромосфера (от края С. до высот ≈ 1500 км) излучает слабый непрерывный спектр, на фоне к-рого видны многочисленные, в основном слабые, эмиссионные линии. В проекции на диск С. они наблюдаются как линии поглощения на ярком фоне фотосферного излучения. Характеристики эмиссионного спектра позволяют определить физ. условия в нижней хромосфере (см. Линейчатое излучение). Данные наблюдений линий нейтрального железа (FeI), титана (TiI) и т. д. говорят о низкой темп-ре этого слоя (Т ≈ 5000 К); по интенсивности линий можно найти n - число атомов в 1 см³. Напр., на высоте ~1000 км число атомов водорода n_H ~ 10¹³ см-³.

Интенсивность многочисленных слабых эмиссионных линий резко уменьшается с высотой в соответствии со спадом плотности по экспоненциальному закону (см. Барометрическая формула). Выше 1500 км наблюдаются лишь сильные линии водорода Н_a (6563 ), Нр (4861 ) и др., гелия D₃ (5876 ) и 10 830 , линии Н и К(СаII). По интенсивности линий удаётся выявить на высотах >1500 км участки повышенной яркости, соответствующие уплотнениям газа, и на некоторой высоте, характерной для каждой линии, наблюдается свечение изолированных газовых столбов - хромосферных спикул. Диаметры спикул ~ 1000 км, скорости подъёма или опускания  ≈ 20 км/с, время жизни - неск. мин. Больших высот достигает довольно малое число спикул, на высоте h  ≈ 3000 км они занимают ок. 2% площади солнечной поверхности. Механизм образования спикул связан со сложной структурой магн. полей фотосферы.

Вдоль лимба яркость хромосферы меняется: в активных областях возрастает число спикул и усиливается излучение. В среднем излучение хромосферы в активных областях возрастает в 3-5 раз, что соответствует увеличению плотности газа примерно в 2 раза (интенсивность излучения пропорциональна n²).

Хромосфера выше 1500 км представляет собой в основном набор сравнительно плотных (n_H ≈ 10¹⁰-10¹¹ см-³ при Т  ≈ 6000-15000 К) газовых волокон и струй с гораздо более разреженным (типа коронального) газом между ними. Выше 4-5 тыс. км остаются только спикулы. При наблюдении в линиях Н_a или К (CaII) хромосфера имеет вид мелких узелков, по размерам немного превосходящих гранулы. Эти узелки, в свою очередь, объединяются в крупные ячейки диаметром (2-3)^.10⁴ км, они покрывают весь диск, образуя хромосферную сетку. В ячейке газ растекается от центра к периферии со скоростью 0,3-0,4 км/с. Магн. поле на границе ячеек усилено и составляет 10-15 Э, ср. время жизни такого образования - около суток. Спикулы, видимые на диске, также концентрируются к границам ячеек сетки.

Образование хромосферной сетки связывают с конвективными движениями большого масштаба - сверхгрануляцией. Горизонтальное растекание ионизованного газа от центра ячейки к периферии сгребает слабое магн. поле (с почти вертикальными силовыми линиями). Усиление поля вызывает интенсификацию свечения хромосферы близ границ сетки, аналогично тому как это происходит в слабых активных областях (см. ниже). Участки активной хромосферы в проекции на диск (в линии Н_a) представляют собой яркие области - флоккулы, пересечённые системой тёмных волоконец - фибрилл. Системы этих волоконец (шириной 1000- 2000 км и длиной 10 000 км) обычно соединяют области противоположных полярностей магнитного поля. Над старыми пятнами обычное радиальное расположение волокон несколько нарушается - образуется вихреобразная структура типа циклона. Тёмные волокна представляют собой уплотнения газа, вытянутые вдоль силовых линий магн. поля. Эти плотные волокна лежат низко. Поэтому в образующихся выше линиях К (CaII), L_a, 304 (HeII) флоккулы представляют собой диффузные яркие образования. Интенсивность излучения хромосферы (хромосферная эмиссия) в целом невелика. Для звёзд солнечного типа установлено, что хромосферная эмиссия в линиях Н, К и др. падает с уменьшением скорости вращения звёзд и их возрастом. Согласно этому критерию, С.- довольно старая звезда с низкой активностью.

Рис. 9. Корона Солнца, сфотографированная при полном солнечном затмении (с) В.Хондырев, А. Юферев. Подробнее...

Между хромосферой и короной лежит узкий переходный слой, в к-ром темп-ра быстро растёт от ~ 10⁴ до ~ 10⁶ К. Солнечная корона в момент полной фазы затмения представляется серебристым сиянием, простирающимся до неск. радиусов С. (рис. 9). Свечение короны - это рассеянное на свободных электронах излучение фотосферы. По его интенсивности можно заключить, что в основании короны число электронов (и протонов) в 1 см³ ≈ 3^.10⁸ и что это число заметно уменьшается с высотой. Т. о., солнечную корону образует чрезвычайно разреженный газ, и даже слабые магн. поля, проникающие в корону, оказывают существенное влияние на её динамич. характеристики и строение. Фотографии показывают, что корона не явл. однородным образованием. Выделяются корональные щёточки близ полюсов, дуги и корональные лучи на более низких широтах. Корональные магн. поля, являющиеся продолжением нижележащих полей, изменяются медленно. В соответствии с этим структура короны довольно устойчива, существенные изменения происходят за годы. Необычными оказались температурные условия в короне. Неск. эмиссионных линий короны - зелёная (5303 ), красная (6374 ) и др. - были отождествлены с линиями высокоионизованных атомов Fe, Ni и Са, лишённых от 9 до 14 электронов. Поскольку отрыв электронов происходит в результате столкновения тяжёлого (малоподвижного) иона с налетающими электронами, необходимо, чтобы кинетич. энергия последних была очень высокой (соответствовала электронной температуре ~ l,5^.10⁶K). Высокая темп-ра короны подтверждается целым рядом независимых определений. Так, большая протяжённость короны, медленное убывание её плотности с высотой возможны, согласно барометрич. ф-ле, лишь при T ≈ 1,5^.10⁶K. В радиодиапазоне для волн с λ 1 м корона непрозрачна и излучает как чёрное тело с Т ~ 10⁶K. В коротковолновой области (λ < 400 ) наблюдается набор осн. (резонансных) линий ионов, характерный для спектров разреженных газов с Т ~ 10⁶K. Ширина спектр. линий высокоионизованных атомов (FeX - FeXIV), связанная с тепловым разбросом их скоростей, также соответствует Т 10⁶K.

Плазма в областях активной короны - корональных конденсациях - примерно в 3 раза плотнее, чем в окружающих областях. Ср. темп-ра в конденсации обычно также ≈ 1,5^.10⁶K. Однако в областях, примыкающих к солнечным пятнам, плазма короны нагрета до ~ 10⁷K. Количество горячего вещества в короне возрастает после бурных нестационарных процессов, особенно после вспышек. Для этого вещества характерны линии ионов CaXV, MgXII и др., образующихся при темп-рах (3-10)^.10⁶K.

На снимках короны с высоким пространственным разрешением, получаемых, напр., в свете зелёной корональной линии во время затмений, корональные конденсации наблюдаются в виде совокупности петель (арок). На рентг.фотографиях короны эти петли отчётливо видны не только на лимбе, но и на диске С. Радио- и рентг. наблюдения свидетельствуют о том, что вещество спокойной короны, вне активных областей, по-видимому, также сосредоточено в отдельных, менее контрастных петлях. Эти петли являются "пучками" магнитных силовых линий. Магнитное поле не препятствует переносу энергии вдоль силовых линий, но существенно затрудняет процессы переноса - теплопроводность, диффузию заряженных частиц - поперёк поля. Поэтому отдельные петли оказываются изолированными друг от друга. Если в вершине петли выделяется энергия (напр., газ нагревается из-за затухания волн), то теплота распространяется по силовым линиям вниз, нагревая плотный газ в основаниях петли. Происходит своеобразное "испарение" плотного газа в корональную часть арки. В установившемся стационарном состоянии плотность плазмы в петле оказывается тем большей, чем больше выделяемая в её вершине энергия.

В нек-рых местах спокойной короны петли отсутствуют. Эти области из-за пониженной яркости в рентг. лучах наз. корональными дырами. Для них характерна открытая магн. конфигурация с замыканием силовых линии далеко в межпланетном пространстве. Вещество дыр уже не удерживается магн. силами и беспрепятственно истекает в межпланетное пространство. Плотность в этих областях короны уменьшается, и, ввиду больших энергетич. потерь на формирование газодинамич. потока, темп-ра оказывается несколько ниже, чем в обычных корональных петлях. Это объясняет пониженную яркость дыр в рентгеновском диапазоне по сравнению со спокойной короной.

Рис. 10. Протуберанец

В короне расположены сравнительно холодные плотные облака (n = 10¹⁰-10¹¹ см-³. Т ~ 10⁴K.) - протуберанцы, простирающиеся в длину до ¹/₃ . Эти облака имеют подчас причудливую форму (диффузные образования, дуги, воронки и т. д.), движения в них очень сложны. Наиболее распространены "спокойные" протуберанцы, появление к-рых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек т. н. протуберанцы солнечных пятен - потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в неск. десятков км/с. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями ~ 100-1000 км/с (т. н. быстрые эруптивные протуберанцы, рис. 10).

Физ. условия в протуберанцах близки к хромосферным, поэтому характер спектров и методы наблюдения протуберанцев и хромосферы совпадают. Образование протуберанцев, траектории движения и "поддержка" тяжёлых газовых облаков в короне обусловлены действием магн. сил.

5. Магнитные поля и солнечная активность

Рис. 11. Магнитное поле солнечного пятна (по А. Б. Северному). Величина и направление вектора напряжённости поля показаны отрезками прямых линий. На периферии пятна силовые линии пола наклонены сильнее, чем в его центре.

Все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность С. магн. полей. Уже первые измерения эффекта Зеемана, проведённые в начале 20 в., показали, что поля в пятнах характеризуются напряжённостью порядка неск. тыс. эрстед, причём такие доля реализуются в областях с диаметром ≈ 20 000 км. Совр. приборы для измерения полей на С. позволяют не только измерять величину поля с точностью до 1 Э, но и судить об углах наклона вектора напряжённости магн. поля. Выяснено, напр., что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поле направлено вверх, вдоль радиуса С., но к периферии его наклон увеличивается, и в полутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности (рис. 11). Поле сосредоточено в отдельных жгутах.

Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с Н ~ 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов С., тогда как на низких широтах оно часто возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только фотосферу, но проникают и во внеш. слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать ~1000Э, над полутенью и факелами ~100 Э. Косвенные данные говорят, что поля в короне над активной областью ~10-0,1 Э. Т. о., активная область (или центр активности) отождествляется с местом повышенной напряжённости магн. поля. Нижнее основание активной области - факелы и пятна - располагается в фотосфере. Верхняя часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне - как корональная конденсация.

Чаще всего активные области характеризуются двумя полюсами противоположной полярности - т.н. биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса противоположной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арок медленно поднимаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.

Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магн. поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает неск. тёмных точек - пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые - одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 гелиографич. градусов по долготе и 10^o по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.

Для среднего пятна с полем 3000 Э  магн. энергия по меньшей мере в 10 раз превосходит кинетич. энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке обязательно присутствует горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в результате чего конвекция в пятнах оказывается значительно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к меньшему поступлению энергии в область пятен, поскольку энергия в глубоких слоях переносится конвективными движениями. Вероятно, с этим и связаны более низкая темп-ра и "чернота" пятен.

Наблюдаемые в тени пятен гранулы (с размерами ≈ 300 км и ср. временем жизни ≈ 15-30 мин) указывают на наличие сильно видоизменённой конвекции. Она состоит здесь в том, что отдельные элементы горячего газа прорываются в пятнах вдоль поля до фотосферных высот. Там они расширяются, сжимая окружающий газ вместе с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения вверх и вниз в тесно расположенных трубах с незначительно изменяющимся поперечным сечением (т. е. с незначительной деформацией силовых линии). Во многих др. случаях - при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории движения газа также совпадают с ходом силовых линий.

Степень влияния поля на строение внеш. атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магн. потока (10¹⁷-10²² Мкс), так и от того, насколько сильно он изменяется с высотой и во времени.

На разрезе солнечной атмосферы (рис. 12) указаны потоки энергии в фотосфере, хромосфере, переходном слое хромосфера - корона и во внутр.короне в спокойных и активных областях. Подчеркнём, что во внеш. атмосфере осн. отличие активных областей от спокойных состоит в том, что в районах, занятых локальными магн. полями, нагрев в вершинах петель больше и из-за процесса "испарения" плотность в петлях в неск. раз выше. В магн. полях появляется возможность развития нестационарных явлений: вспышек, выброса петель в межпланетное пространство (транзиент) и др.

6. Вспышки на Солнце и их воздействие на Землю

В процессе развития активной области иногда возникают ситуации, при к-рых возможна быстрая перестройка ("перезамыкание") магн. полей. Эта перестройка вызывает вспышки, сопровождаемые сложными движениями ионизованного газа, его свечением, ускорением частиц и т. д. Вспышки на Солнце, как правило, наблюдаются вблизи пятен; обычно бывает неск. слабых вспышек за день. Сильные вспышки - весьма редкое явление. Вспышка на С. представляет собой внезапное выделение энергии в верхней хромосфере или нижней короне, генерирующее кратковременное эл.-магн. излучение в широком диапазоне длин волн - от жёсткого рентг. излучения (и даже g-излучения) до километровых радиоволн. Для больших вспышек в рентг. диапазоне (энергия фотонов e > 0,5 кэВ) потоки около Земли достигают 0,1 эрг/(см^2.с), что в десятки тыс. раз превосходит соответствующее значение потоков от Солнца вне вспышек в этом диапазоне. Мягкое рентг. излучение вспышки есть тепловое излучение плазмы, нагретой до ~10⁷K. На изображении С. в мягких рентг. лучах в области вспышки выделяется яркое ядро, окружённое диффузным свечением. Ядро - система петель и узлов - располагается между пятнами, в вершинах арок, соединяющих пятна противоположной полярности.

В мощных вспышках наблюдается жёсткое рентг. излучение в диапазоне энергий от десятков до сотен кэВ. Это излучение регистрируется как серия отдельных импульсов во время жёсткой фазы вспышки, предшествующей максимуму излучения. Оно генерируется большим числом электронов, ускоренных при вспышках. В самых мощных, т. н. протонных, вспышках ускоряются и тяжёлые частицы, в частности протоны, до энергий в сотни МэВ.

Начало вспышки может быть очень резким, но иногда "взрыву" предшествует неск. минут медленного развития или даже слабая предвспышка. Далее идёт собственно взрывная (жёсткая, импульсная) фаза, во время к-рой за 1-3 мин ускоряются частицы, формируется горячее облако. В ряде вспышек (их называют тепловыми) жёсткая фаза отсутствует. После достижения макс. яркости (напр., в мягком рентг. излучении через 1-15 мин после начала) процесс горения большой вспышки продолжается ещё неск. часов. На фазе спада характерным явл. формирование и движение вверх всей системы волокон, многочисленные выбросы плазменных сгустков. Так, при наблюдении вспышки за краем диска заметны массы газа, разлетающиеся из яркого выступа - системы петель - со скоростями, превышающими 100 км/с.

Выделение большой энергии на значительных высотах вызывает в солнечной атмосфере целый ряд вторичных процессов: свечение в различных энергетич. диапазонах и газодинамич. эффекты. Яркость хромосферы, в частности в линии Н_a, увеличивается в наблюдаемых на диске волокнах вспышки в неск. десятков раз. Свечение охватывает площадь вплоть до 10^-3 площади видимой полусферы Солнца. Появление этого свечения связано с проникновением от вершины магн. арки к её основанию потоков частиц и теплоты. Во время жёсткой фазы перед направленным вниз возмущением образуется ударная волна. Нагрев плотных слоев атмосферы приводит к "испарению" большого количества газа, и это способствует длительному существованию плотного горячего плазменного облака. К концу жёсткой фазы постепенно формируется направленная наружу ударная волна. Распространяясь со скоростями 1000- 2000 км/с, она вызывает появление радиовсплеска II типа (подробнее о радиовсплесках см. в ст. Радиоизлучение Солнца).

При большой вспышке выделяется громадная энергия, ~10³¹-10³² эрг (мощность ~10²⁹ эрг/с). Она черпается из энергии магн. поля активной области. Согласно представлениям, к-рые успешно развиваются с 1960-х гг. в СССР, при взаимодействии магнитных потоков возникают токовые слои. Развитие плазменной турбулентности в токовом слое может приводить к ускорению частиц, причём существуют триггерные (стартовые) механизмы, приводящие к внезапному развитию процесса.

Рентг. излучение и солнечные космические лучи, приходящие от вспышки (рис. 13), вызывают дополнительную ионизацию земной ионосферы, что сказывается на условиях распространения радиоволн. Поток выброшенных при вспышке частиц примерно через сутки достигает орбиты Земли и вызывает на Земле магнитную бурю и полярные сияния (см. Верхняя атмосфера, Солнечно-земные связи).

Помимо корпускулярных потоков, порождённых вспышками, существует непрерывное корпускулярное излучение С. Оно связано с истечением разреженной плазмы из внеш. областей солнечной короны в межпланетное пространство - солнечным ветром. Потери вещества за счёт солнечного ветра невелики,≈ 3^.10^-14 в год, но он представляет собой осн. компонент межпланетной среды.

Рис. 14. Меридиональный разрез межпланетногомагнитного поля (стрелки) близ чётного минимума солнечной активности. По поверхности, разделяющей северный и южный магнитные потоки, течёт электрический ток.

Солнечный ветер выносит в межпланетное пространство крупномасштабное магн. поле С. Вращение С. закручивает линии межпланетного магн. поля (ММП) в спираль Архимеда, что отчётливо наблюдается в плоскости эклиптики. Поскольку осн. особенностью крупномасштабного магн. поля С. явл. две околополюсные области противоположной полярности и прилегающие к ним поля, при спокойном С. северная полусфера межпланетного пространства оказывается заполненной полем одного знака, южная - другого (рис. 14). Близ максимума активности из-за смены знака крупномасштабного поля С. происходит переполюсовка этого регулярного магн. поля межпланетного пространства. Магн. потоки обоих полушарий разделены токовым слоем. При вращении С. Земля находится неск. дней то выше, то ниже изогнутой "гофрированной" поверхности токового слоя, т. е. попадает в ММП, направленное то к С., то от него. Это явление наз. секторной структурой межпланетного магнитного поля.

Близ максимума активности наиболее эффективно воздействуют на атмосферу и магнитосферу Земли потоки частиц, ускоренных при вспышках. На фазе спада активности, к концу 11-летнего цикла активности, при уменьшении числа вспышек и развитии межпланетного токового слоя становятся более существенными стационарные потоки усиленного солнечного ветра. Вращаясь вместе с С., они вызывают повторяющиеся каждые 27 сут геомагн. возмущения. Эта рекуррентная (повторяющаяся) активность особенно высока для концов циклов с чётным номером, когда направление магн. поля солнечного "диполя" антипараллельно земному.

Лит.:
Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1978;
Мензел Д. Г., Наше Солнце, пер. с англ., М., 1963; Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюстрированный словарь терминов, пер. с англ., М., 1980;
Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962;
Северный А. Б., Магнитные поля Солнца и звезд, "УФН", 1966, т. 88, в. 1, с. 3-50;
Гибсон Э., Спокойное Солнце, пер. с англ., М., 1977;
Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Цытович В. Н., Физика плазмы солнечной атмосферы, М., 1977.