авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:     | 1 || 3 | 4 |   ...   | 25 |

«ОГЛАВЛЕНИЕ Том I Предисловие................................................... 11 ...»

-- [ Страница 2 ] --

2 2 2 2 Это уравнение уникально в своем роде, поскольку это единственный случай, когда решение дифференциальных уравнений для линейных волн в стратифицированной атмосфере сводится к дисперсионному уравнению для случая однородной среды. Кро ме горизонтальной и вертикальной компонент волнового вектора, kx и kz, и скорости звука vs, уравнение содержит две критических частоты. Частота a = vs /2H, равная отношению скорости звука к шкале высот H = T / m g = p0 /(0 g) в изотермиче ской атмосфере, определяет наименьшую возможную частоту колебаний звукового типа, т. е. колебаний, для которых возвращающей силой является сжимаемость. Эта частота называется низкочастотной частотой отсечки. В пределе высоких частот эти волны превращаются в обыкновенные звуковые волны. Вторая ветвь возмож ных колебаний называется ветвью гравитационных волн. Происхождение названия этих волн связано с тем, что возвращающей силой для этих волн является сила тяжести. Частоты гравитационных волн ниже критической частоты Бранта—Вяйсяля g = ( 1)1/2 vs /H. Здесь — показатель адиабаты. Между этими двумя ветвями находятся поверхностные волны, которые в зарубежной литературе принято называть эванесцентными, что в переводе означает убывающими. Эти волны распространяются только в горизонтальном направлении, а их амплитуда экспоненциально меняется с высотой. Эти волны подобны экспоненциально убывающим волнам, которые воз никают в более плотной среде при полном внутреннем отражении. Гравитационные волны подобны волнам в несжимаемой жидкости — сжимаемость не оказывает заметного влияния на их свойства. По мере уменьшения частоты их отличия от волн в несжимаемой жидкости вообще исчезают.

Оказалось, что пятиминутные колебания, наблюдаемые на Солнце, являются волнами звукового типа. Они получили название p-мод колебаний. Этим названием подчеркивается, что ключевую роль в поддержании этих волн играет давление (pressure). Частота отсечки для p-мод колебаний уменьшается по мере удаления от центра Солнца, так как она обратно пропорциональна скорости звука. Наименьшего значения она достигает в фотосфере или, точнее, в температурном минимуме. Ока зывается, что эта наименьшая частота отсечки соответствует периоду, примерно рав ному четырем минутам, т. е. колебания с периодом порядка пяти минут оказываются запертыми внутри Солнца. Это означает, что эти колебания являются собственными колебаниями Солнца как звезды. Пятиминутные колебания наблюдаются в фото сфере и выше фотосферы, в хромосфере, т. е. выше того уровня, от которого они отражаются. Это означает, что наблюдаются, строго говоря, не p-моды колебаний, а эванесцентные колебания, возникающие в результате отражения p-мод от слоев, где их частота сравнивается с частотой отсечки на этом уровне. Таким образом, отражение волн разных частот происходит на разных глубинах.

Уже этот факт указывает на то, что спектр пятиминутных колебаний не может не быть дискретным, так как должно укладываться целое число полуволн на глубине резонансной полости, которой является Солнце. Для того чтобы разобраться с соб ственными колебаниями Солнца, необходимо знать, что происходит с p-модами по мере их распространения в недра Солнца. По мере удаления от поверхности Солнца частота отсечки увеличивается, а по мере уменьшения частоты волны по сравнению с частотой отсечки свойства волн все больше приближаются к свойствам обычных звуковых волн, т. е. волны не «чувствуют» воздействия силы тяжести.

1.2. Внутреннее строение Солнца Звуковые волны при распространении в среде с возрастающей скоростью звука испытывают рефракцию, которая, в конце концов, приводит к полному внутренне му отражению. Эффект полного внутреннего отражения зависит от частоты и уг ла, под которым волна распространяется по отношению к градиенту температуры.

В плоской атмосфере этот угол фактически определяется отношением вертикальной и горизонтальной компонент волнового вектора. В случае Солнца, которое в первом приближении считается идеальной сферой, распределение узлов и пучностей по сфере определяется сферическими гармониками. Таким образом, набор собственных частот зависит от «квантовых» чисел l, m, n, аналогично тому, как это имеет место в квантовой механике при рассмотрении волновых функций, когда точно также вводятся сферические гармоники.

Спектр собственных частот содержит огромную информацию о внутреннем устройстве Солнца. Существуют два метода наблюдений собственных колебаний Солнца. Они наблюдаются посредством измерения допплеровских смещений линий в спектре Солнца. Как правило, для этого используются линии оптического диа пазона. Кроме того, собственные колебания наблюдаются по флуктуациям яркости Солнца в различных спектральных диапазонах. Это оказывается возможным, по скольку колебания звукового типа приводят не только к смещениям плазмы, но и к флуктуациям температуры.

Что касается теории, то для определения зависимости скорости звука от глу бины по спектру p-мод колебаний были разработаны методы решения обратной задачи. Кроме того, спектр содержит информацию о дифференциальном вращении Солнца, так как вращение приводит к расщеплению линий в спектре Солнца. Для того чтобы информация, содержащаяся в спектре собственных колебаний, была как можно более точной, частоты должны быть определены с высокой точностью. Это сделать непросто, так как период колебаний достаточно большой, и необходимы наблюдения длительностью во много лет. Совершенно ясно, что длительным непре рывным наблюдениям Солнца препятствуют смена дня и ночи и плохая погода.

Для решения этой проблемы были созданы сети специализированных станций, обеспечивающих круглосуточные наблюдения Солнца. Были созданы, прежде всего, сети для наблюдения Солнца как звезды, которые могли регистрировать только моды с l = 0, 1, 2. Эти моды представляют особую ценность, так как проникают в самые глубокие слои Солнца. Однако наземные наблюдения невозможно уберечь от проблем, связанных с плохой погодой. По этой причине были предприняты усилия по наблюдению собственных колебаний с помощью космических аппаратов, так как в этом случае исчезают проблемы, связанные с погодой. Наблюдения собственных колебаний проводятся на американской космической обсерватории SOHO и проводи лись на двух российских орбитальных обсерваториях КОРОНАС-И и КОРОНАС-Ф (Hasler et al., 1997;

Zhugzhda et al., 1996;

Лебедев и др., 2004;

Жугжда, 2006). На рис. 1.2.3 приведен пример спектра солнечных колебаний по наблюдениям Солнца как звезды с борта КОРОНАС-Ф. Наблюдения колебаний Солнца с борта российских спутников в рамках эксперимента ДИФОС (рис. 1.2.3) имеют определенные пре имущества, поскольку они проводятся в шести различных диапазонах непрерывного спектра Солнца. Это дает возможность детального изучения свойств эванесцентных волн в фотосфере.

Методика исследования вращения внутренних слоев Солнца весьма проста. Раз личные моды колебаний относятся к различным слоям на Солнце. Вращение приво дит к снятию вырождения собственных мод колебаний и расщеплению линий. Иначе говоря, наряду с основной линией, не зависящей от вращения, появляются допол нительные линии, отстоящие от основной линии на некоторое расстояние, которое зависит от скорости вращения соответствующих слоев. Это происходит аналогично 28 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.2.3. Спектр собственных колебаний Солнца по наблюдениям с борта спутника КОРОНАС-Ф (эксперимент ДИФОС) появлению компонент (снятию вырождения некоторых линий) в спектре атома под вли янием магнитного поля. Тем самым удается с известной точностью найти полную кар тину внутреннего вращения Солнца. Знание внутреннего вращения представляет осо бенно большую ценность для динамо-теории генерации магнитных полей на Солнце.

Одним из важнейших результатов гелиосейсмологических исследований явилось определение скорости вращения внутренних слоев Солнца. Этот результат, по лученный прибором MDI спутника SOHO, приведен на рис. 1.2.4 и заключается в определении зависимости скорости вращения от радиуса и широты в лучистой и конвективной зоне.

0° 24, Сидерический период, дни 15° Старый поток Частота вращений, нГц 460 Кэррингтоновское вращение 25, 30° 450 Новый поток 26, 430 Конвективная зона 0,60 0,70 0,80 0,90 r/R Рис. 1.2.4. Зависимость частоты вращения Солнца от расстояния от центра Солнца и широты.

На левой оси указаны скорости вращения относительно звезд. Прямыми линиями указаны наблюдаемые значения скорости вращения магнитных полей, всплывающих в начале цикла, средние значения магнитных полей, существующих весь цикл, и старых магнитных полей в конце 11-летнего периода активности (SOHO/MDI, Schou et al., 1998) 1.2. Внутреннее строение Солнца Среди других основных достижений гелиосейсмологии можно отметить следую щие.

— Измерена толщина конвективной зоны Солнца, составляющая 29 % солнечного радиуса, т. е. около 200 тыс. км. Ее не удавалось надежно определить посредством расчетов из-за несовершенства полукачественной теории конвекции, в которой при сутствовали достаточно произвольно задаваемые параметры.

— Восстановлена зависимость скорости звука от расстояния до центра Солнца на интервале от 0,2 до 0,98R.

— Установлено, что конвективная зона сохраняет дифференциальный характер вращения. Глубже расположенная зона лучистого переноса энергии вращается со скоростью около 2 · 106 рад/с, не меняющейся с широтой и глубиной, т. е. ее вращение твердотельное.

— Выявлены погрешности стандартных моделей в лучистой зоне, вызванные неточным описанием переноса излучения. Гелиосейсмические данные позволили уточнить коэффициенты «непрозрачности» солнечной плазмы.

Выше отмечалось, что главной задачей при наблюдениях спектра колебаний Солнца является максимально точное определение частот собственных колебаний.

Мерой точности обычно является ширина спектральных линий. Однако расширение спектральных линий может возникать из-за флуктуаций как амплитуды колебаний, так и частоты колебаний.

Спектр колебаний Солнца определяется с помощью преобразования Фурье, кото рое не позволяет определить причину расширения линий спектра. При исследовании данных наблюдений, полученных на борту спутников КОРОНАС, был использован совершенно новый подход к проблеме, основанный на так называемом аналитическом сигнале, хорошо известном в радиофизике. Аналитический сигнал — это комплекс ный сигнал, действительная часть которого равна исследуемому вещественному сиг налу, а мнимая часть находится посредством преобразования Гильберта исследуемого сигнала. Введение аналитического сигнала позволяет найти мгновенные частоту и амплитуду сигнала, а, следовательно, найти по отдельности флуктуации часто ты и амплитуды, ответственные за расширение спектральной линии. При анализе данных наблюдений оказалось, что основной вклад в расширение линии связан с флуктуациями амплитуды, а флуктуации частоты оказались во много раз меньше.

Эти результаты были получены на основе анализа относительно короткой серии наблюдений, но они вселяют надежду на повышение точности определения частот спектральных линий.

В радиофизике аналитический сигнал используется только для описания квазипе риодического однокомпонентного сигнала. Оказалось, что реальные линии в спектре собственных колебаний не являются однокомпонентными. В связи с этим пришлось обобщить метод аналитического сигнала на случай многокомпонентного сигнала.

Это обобщение легко рассмотреть для простейшего случая двухкомпонентного сигнала. Рассмотрим простейший двухкомпонентный вещественный сигнал:

1,2 = 21,2, A1, A2 0, u(t) = A1 cos(1 t + 1 ) + A2 cos(2 t + 2 ), 1 2.

Мнимая часть аналитического сигнала для этого вещественного сигнала равна v(t) = A1 sin(1 t + 1 ) + A2 sin(2 t + 2 ), а его мгновенная частота и квадрат мгновенной амплитуды равны, соответственно, (t) = (A2 1 + A2 2 + A1 A2 (1 + 2 ) cos((1 2 )t + 1 2 ))/A2 (t), 1 A2 (t) = A2 + A2 + 2A1 A2 cos((1 2 )t + 1 2 )).

1 30 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Амплитуда и частота аналитического сигнала являются периодическими функциями с периодом T = 2(1 2 ) = 1/(2 2 ). Экстремумы частоты и амплитуды анали тического сигнала приходятся на моменты времени Text = (n )T, = 1 2 (в радианах), n = 0, 1, 2,..., а значения частоты и амплитуды в экстремумах равны, соответственно A1 1 + A2 2 A1 1 + A2,, max 1 = max 2 = A1 + A2 A1 A Amax 2 = |A1 A2 |.

Amax 1 = A1 + A2, Если известны значения мгновенной частоты в экстремумах мгновенной частоты, а также расстояние T между максимумами или минимумами мгновенной частоты, то можно с помощью приведенных выше формул определить частоты гармоник двухкомпонентного сигнала:

1 1 1 (1,2) (1,2) (1,2) max 1 + max 2 (max 1 + max 2 )2 +, 2 = + 1 = 2 +.

2 T T T Естественно, частоты гармоник никак не зависят от амплитуд гармоник состав (1) (1) ляющих сигнал. Первая пара частот 1, 2 соответствует случаю, когда более высокочастотная гармоника имеет меньшую амплитуду. В этом случае минимумы мгновенной частоты оказываются более заостренными, чем максимумы. Другая пара частот относится к случаю, когда амплитуда более высокочастотной гармоники превышает амплитуду низкочастотной гармоники. В этом случае более заостренными оказываются максимумы мгновенной частоты, как это имеет место на рис. 1.2.5, к анализу которого мы перейдем чуть ниже. Зная только max 1, max 2 и T, можно найти также соотношение амплитуд гармоник 2 A1 = max 1 = max 2, max 1 2 max 2 A а для того, чтобы найти абсолютные значения амплитуд гармоник составляющих двухкомпонентного сигнала, надо дополнительно определить размах вариаций мгно Рис. 1.2.5. На левом графике приведена зависимость мгновенной частоты от времени для моды l = 0, n = 21 (сплошная линия — наблюдения, пунктир — теория). На правом графике показан спектр этой моды 1.2. Внутреннее строение Солнца венной амплитуды Amax 1 Amax 2, который равен удвоенной амплитуде меньшей из двух гармоник:

|A1 A2 | = 2 min(A1, A2 ).

На рис. 1.2.5 приведен пример использования этой методики при анализе данных, полученных с помощью фотометра ДИФОС. На правом рисунке показана спек тральная линия для l = 0 и n = 21. На левом рисунке сплошной линией показана зависимость мгновенной частоты от времени для этой моды колебаний. Пунктирной линией показана теоретическая зависимость, найденная с помощью вышеприведен ных формул. Оказалось, что спектральная линия есть результат наложения двух линий с частотами 1 = 3033,23 мкГц, 2 = 3030,93 мкГц и отношением амплитуд 1 /2 = 3,02. Совершенно очевидно, что другим способом практически невозможно разделить столь близкие компоненты, к тому же имеющие весьма разные амплитуды.

Уже говорилось о том, что p-моды колебаний в фотосфере представляют собой эванесцентные волны, которые могут распространяться только горизонтально. Но это касалось только адиабатических эванесцентных волн, а в действительности p-моды в фотосфере являются неадиабатическими, так как времена релаксации температур ных возмущений из-за лучистого теплообмена оказываются сравнимы с периодами p-мод. Причем время релаксации по мере продвижения вверх от границы фотосферы с конвективной зоной уменьшается, достигая некоторого минимума, а затем начинает увеличиваться вновь. Эти значительные изменения времени релаксации происходят на расстояниях, сравнимых с характерной шкалой изменения амплитуды эванесцент ных волн в фотосфере. Все это означает, что эванесцентные волны в фотосфере должны быть неадиабатическими, причем из-за сильной стратификации теплообмена структура волн должна оказаться весьма сложной.

Данные наблюдений фотометра ДИФОС позволили исследовать структуру неади абатических эванесцентных волн в фотосфере. Наблюдения флуктуаций яркости Солнца в шести различных диапазонах оптического диапазона позволили получить информацию о различных слоях солнечной атмосферы, так как оптическое излучение различных длин волн возникает на разных глубинах в фотосфере. Оказалось, что неадиабатические волны, в отличие от адиабатических, распространяются также и в вертикальном направлении. Причем, как показали наблюдения, волны из верхних и нижних слоев сбегаются к средним слоям фотосферы, что выглядит несколько странно, так как эванесцентные волны возникают из-за полного отражения волн, приходящих снизу. Это происходит потому, что поглощение энергии из-за лучистого теплообмена неодинаково на различных глубинах, и наиболее интенсивно волны поглощаются именно в средних слоях фотосферы. Естественно, что волны сбегают ся, перенося энергию, к основному «стоку» энергии. Таким образом, странная, на первый взгляд, картина распространения волн имеет ясное физическое объяснение.

К нерешенным проблемам гелиосейсмологии относится эффект влияния внутреннего магнитного поля на спектр колебаний. Дело в том, что установлена слабая зави симость частот колебаний от фазы цикла солнечной активности. Конечно, кажется естественным связать это каким-то образом с изменениями магнитных полей внутри Солнца. Однако, только очень сильные поля в недрах Солнца могут оказать заметное влияние на собственные частоты колебаний, так магнитное давление оказывается существенно меньше газового при разумных предположениях о величине магнитного поля.

Исследование собственных колебаний Солнца продолжается. Запланирован це лый ряд новых космических лабораторий, которые среди прочих задач будут осу ществлять мониторинг как глобальных, так и локальных колебаний на Солнце.

32 Гл. 1. Солнце. Общие сведения 1.3. Структура и излучение солнечной атмосферы М.А. Лившиц 1.3.1. Фотосфера и явления в ней Излучение, приходящее от Солнца к внешнему наблюдателю, возникает в чрез вычайно тонком поверхностном слое — фотосфере, имеющей толщину 1/2000R 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически прозрачны для излучения фотосферы. В первом приближении можно считать, что фо тосфера испускает непрерывное тепловое излучение как абсолютно черное тело, на гретое примерно до 6000 К (см. рис. 1.3.6). Верхнюю часть фотосферы и переходную Рис. 1.3.1. Распределение температуры T, концентрации нейтрального водорода nH и свобод ных электронов ne в фотосфере и нижней хромосфере (h — высота) область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем.

Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако для некоторых частот, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающим слоем, и в спектре появляются линии поглощения — фраунгоферовы линии. В спектре Солнца отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70 хим. элементов. Наиболее обилен водород, атомов гелия примерно в 10 раз меньше, атомы всех других элементов составляют менее тысячной доли числа атомов водорода. В областях с меньшими температурами ( 4000–5000 К) образуются простейшие молекулы: СН, CN и др.

Заметим, что в спектре областей близ лимба и за ним фраунгоферовы линии «обра щаются» — наблюдаются в эмиссии.

Распределение температуры и плотности с высотой в фотосфере и нижней хромосфере приведено на рис.1.3.1. Как обычно, нуль-пункт высот соответствует оптической толщине в непрерывном спектре с = 5000 равной 1. Используемую A, до сих пор модель фотосферы можно найти в статье (Holweger, Muller, 1974).

Фотосферные явления. Солнце, видимое с Земли, — это круг со средним уг ловым диаметром 1920. При спокойных атмосферных условиях солнечный телескоп позволяет «увидеть» детали размером 1, что на расстоянии в 1 а. е. соответствует расстоянию около 700 км.

Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окруженных относительно темными тонкими промежутками. Это — солнечные гранулы, их размеры различны и состав 1.3. Структура и излучение солнечной атмосферы ляют в среднем 700 км, «время жизни» (появление и угасание гранулы) — 8 мин.

Гранулы разделяются темными промежутками шириной около 300 км. Флуктуации яркости, вызываемые грануляцией, невелики. Превышение яркости над средним фоном 10 %.

Часто в областях, располагающихся в зоне ±30 от экватора, кроме спокойной грануляционной картины наблюдаются солнечные пятна и факелы. Телескоп поз воляет различать темный овал (так называемую тень пятна), окруженный более светлой полутенью (pиc. 1.3.2). Ха рактерный размер развитого пят на составляет 35 000 км. Диа метр тени примерно вдвое меньше.

Близ тени появляются отдельные яр кие участки, которые в виде узких струй (диаметр D 700 км) рас текаются к периферии пятна. Они образуют характерную волокнистую структуру полутени. Время жизни отдельных волокон 30–60 мин.

В самой тени пятна также наблюда ются слабоконтрастные флуктуации яркости — очень маленькие свет- Рис. 1.3.2. Изображение части солнечного пятна, лые точки (D 350 км), живу- полученное в обсерватории Ла Ралма (Канарские щие 15–30 мин. Их отождествляют острова) в оптическом континууме. В верхней с «остаточной» грануляцией в усло- части снимка, над тенью и вытянутыми волок виях сильного магнитного поля тени нами полутени видна грануляционная структура фотосферы пятна. Поток лучистой энергии в те ни пятна ослаблен примерно в 3 раза, что является следствием понижения температуры от 6000 до 4500 К. Это пониже ние температуры отражается и на спектре пятен, ибо там усилены спектральные линии более низкого возбуждения, молекулярные полосы. Видно также, что линии несколько сдвинуты в коротковолновую область. Этот Доплеровский сдвиг позволяет установить, что на уровне верхней фотосферы (в области образования изучаемых линий) газ вытекает из пятна (эффект Эвершеда). Движение наружу — от тени к периферии — характерно лишь для темных, 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 ее ярких элементов (групп гранул) и составляет около 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гра нул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Факел — долгоживущее образование, которое часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне «живет» около месяца (самое большое пятно — до несколько 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 Солнца.

Волокна факелов отчетливо видны лишь около края диска Солнца (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10–20 %. Поскольку около края диска просматриваются поверхностные слои с оптической толщиной 0,1–1, то такое превышение яркости свидетельствует, что температура верхних слоев факела 2 Плазменная гелиогеофизика 34 Гл. 1. Солнце. Общие сведения примерно на 300 К выше, чем невозмущенной фотосферы. Поскольку общий инте гральный поток в факеле очень близок к фотосферному, различие температур в более глубоких слоях уменьшается. Это соответствует тому, что градиент температуры — скорость ее уменьшения с высотой — в факеле меньше, чем в фотосфере.

1.3.2. Хромосфера. Переходная область между хромосферой и короной Солнечная хромосфера — слой атмосферы, лежащий над фотосферой. На протя жении хромосферы, при малой по сравнению с фотосферой плотности газа, происхо дит постепенный переход от фотосферных температур T 5000 К к более высоким, после чего следует быстрый переход к температуре солнечной короны 106 К.

В солнечной хромосфере выделяют три слоя: нижнюю (до 1500 км от поверх ности Солнца), среднюю (1500–4000 км) и верхнюю (4000–10 000 км) хромосферу.

Для спектра самого нижнего слоя характерны те же многочисленные спектральные линии, что и для спектра Солнца, но уже не в поглощении, а в излучении (эмиссия наблюдается за лимбом Солнца). Если нижняя хромосфера сравнительно однородна, то уже в средней хромосфере, для которой характерно свечение небольшого числа линий H, He, CaII, развивается сильная неоднородность. Эта неоднородность свече ния хромосферы вдоль лимба обусловлена тем, что излучающее вещество в средней хромосфере сосредоточено в отдельных элементах (небольших петлях — фибриллах), в промежутки между которыми проникает высокотемпературный корональный газ.

Свечение этой области в линии H резко уменьшается на высоте 4000 км. На высотах 4000–10 000 км остаются лишь зарождающиеся ниже редкие изолированные образования, так называемые хромосферные спикулы, имеющие вид столбов. Время жизни отдельной спикулы 2–5 мин, диаметр 500–3000 км, скорость подъема веще ства в ней до 20 км/с. На высоте 5000 км наблюдается примерно 104 спикул над всей солнечной поверхностью, и они занимают 0,5 % всей ее площади.

На высоте около 1000 км температура газа близка к 5000 К, концентрация нейтрального водорода nH 3 · 1013 см3 (см. рис. 1.3.1). В трубках средней хромо сферы температура не превышает 15 000 К, концентрация электронов ne уменьшается с высотой от 1011 до 5 · 109 см3. В спикулах T 15 000 К, ne 5 · 1010 см3.

Хромосфера выше 1500 км представляет собой в основном набор сравнительно плотных (nH 1010 –1011 см3 при T 6000–15 000 К) газовых волокон и струй с гораздо более разреженным (типа коронального) газом между ними. Небольшие петли — фибрил лы — лучше проявляются в спокойной хромосфе ре и близ активных областей, а над полюсами, особенно в минимум цикла, в линиях водорода и гелия лучше видны радиальные структуры — небольшие выбросы (рис. 1.3.3).

Выше 4–5 тыс. км остаются только спику лы. При наблюдении в линиях H или К (CaII) Рис. 1.3.3. Пример наблюдений хромосфера имеет вид мелких узелков, по разме хромосферной структуры над по- рам немного превосходящих гранулы. Эти узелки, люсом в диапазоне 304 на спут A в свою очередь, объединяются в крупные ячейки нике SOHO. В белой короне и ко- диаметром (2–3) · 104 км, они покрывают весь рональных линиях в этой области диск, образуя хромосферную сетку.

корональной дыры (открытых маг Сетка является яркой в линиях H и K иони нитных силовых линий) наблюда зованного Ca II и темной в крыльях спектраль ются полярные щеточки (см ниже).

ных линий водорода. В ячейке газ растекается от В нижней части рисунка прослежи центра к периферии со скоростью 0,3–0,4 км/с.

вается обычная структура спокой Магнитное поле на границе ячеек усилено и со ного Солнца 1.3. Структура и излучение солнечной атмосферы ставляет 10–15 Э, среднее время жизни такого образования около суток. Спикулы, видимые на диске, также концентрируются к границам ячеек сетки.

Образование хромосферной сетки связывают с конвективными движениями боль шого масштаба — сверхгрануляцией. Горизонтальное растекание ионизованного газа от центра ячейки к периферии сгребает слабое магнитное поле (с почти верти кальными силовыми линиями). Усиление поля вызывает интенсификацию свечения хромосферы близ границ сетки, аналогично тому, как это происходит в слабых активных областях. Участки активной хромосферы в проекции на диск (в линии H ) представляют собой яркие области — флоккулы, пересеченные системой темных 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. Темные волокна представляют собой уплотнения газа, вытянутые вдоль силовых линий магнитного поля. Эти плотные волокна лежат низко. Поэтому в образующихся выше лини ях К (Ca II), L, 304 (He II) флоккулы представляют собой диффузные яркие A образования.

Интенсивность излучения хромосферы (хромосферная эмиссия) в целом невели ка. Для звезд солнечного типа установлено, что хромосферная эмиссия в линиях Н, К и других падает с уменьшением скорости вращения звезд и их возрастом.

Согласно этому критерию, Солнце — довольно старая звезда с низкой активностью (см. ниже разд. 2.13).

Между хромосферой и короной лежит узкий переходный слой, в котором тем пература быстро растет от 104 до 106 К. При этих температурах в плазме с определенным обилием водорода, гелия и тяжелых элементов существуют различ ные ионы кислорода, углерода, кремния и других элементов. Эти ионы излучают линии в коротковолновой (вакуумный УФ) области спектра от 300 до примерно A 2000 такие как 304 (He II), дублеты 1550 (С IV), 1033 Si IV, A, A A A A Mg X и другие линии ионов кислорода, железа и т. д. В спокойной атмосфере основная часть этого коротковолнового излучения образуется довольно низко, в слое над нижней хромосферой на высоте около 2000 км. Другая его часть возникает в тонкой оболочке вокруг каждой из спикул. Вследствие этого очень слабые ис точники коротковолнового излучения могут наблюдаться на высотах в несколько тысяч километров над лимбом. В излучении линий лаймановской серии водорода и лаймановского континуума, а также линий He I (584 и He II, вклад излучения A) переходной области конкурирует с эмиссией хромосферы.

Структура переходной области, прежде всего, ее малая геометрическая толщина, связана с двумя основными факторами. Во-первых, эта область формируется благода ря большому потоку тепла из горячей короны вниз. Коэффициент теплопроводности ионизованного газа очень сильно, как T 5/2, зависит от температуры. Соответству ющее стационарное решение приводит к узкой переходной области. Во-вторых, кос мическое обилие элементов обуславливает такую зависимость потерь на излучение в диапазоне T = 104 –105 K (функцию Кокса—Такера), которая способствует разви тию тепловой неустойчивости (см. ниже разд. 2.3). Поэтому в космосе стационарные области с температурами от 20 000 до 106 К практически не встречаются. Соответ ствующее излучение возникает в ходе различных нестационарных процессов.

Трубки усиленного магнитного поля из точек, выходящие из точек на грани цах хромосферной сетки, расширяются в несколько раз и заполняют пространство, формируя петельную структуру вышележащих слоев.

Резкий переход от достаточно холодного к горячему корональному газу происходит на высоте в несколько тысяч ки лометров над фотосферой (см. рис. 1.3.4). Характерное свечение в дублете иона С IV 2* 36 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.3.4. Результат восстановления распределения источников излучения в линиях C IV ( 105 К) и Mg X ( 106 К) по данным о изображениях и профилях линий, а также магнитных полях в фотосфере. На первых двух рисунках эти распределения приводятся в плоскости ZX, где Z — высота, а ось X направлена вдоль горизонтального разреза. Сам разрез показан на изображениях в этих линиях и на карте распределения радиального магнитного поля в фотосфере (Peter et al., 2006) около 1550 A (при температуре 105 К) происходит низко, в то время, как диффузное свечение в корональной линии Mg X — 610 заполняет все пространство наверху, A концентрируясь в отдельные петли.

Морфологические особенности свечения различных слоев переходной области спокойного Солнца лучше всего проявляются в период минимума активности. Их подробное описание можно найти в статье (Feldman et al., 2000). Высота переходной области несколько различна над различными участками солнечной поверхности. Она 1.3. Структура и излучение солнечной атмосферы несколько варьирует, увеличиваясь от центра ячеек хромосферной сетки к их гра ницам. В корональных дырах (местах с открытой конфигурацией магнитного поля, см. ниже) свечение линий переходной области тянется выше, чем в других участках спокойного Солнца. Все эти высоты 2000–3000 км несколько ниже тех, которые показаны на рис. 1.3.4 для активной области, исключая точки непосредственно над солнечным пятном.

Даже в спокойных областях начинает сказываться влияние магнитного поля.

Оно изменяет характер конвективных движений под фотосферой и в ней самой.

В результате появляются тонкие темные промежутки между фотосферными грану лами. Магнитоконвекция довольно активно исследуется в последние годы в связи с вопросами генерации и усиления магнитных полей, т. е. проблемами теории динамо.

Изменения мелкомасштабных полей приводят к развитию динамической активности.

Она несколько различается внутри активных областей вблизи пятен и в неболь ших участках, располагающихся вдоль линии раздела полярностей радиального магнитного поля (нейтральной линии). Если первые из этих явлений достаточно короткие, импульсные, то вторые являются гораздо более длительными. Проявления динамической активности регистрируются в последнее время в области длин волн меньше 300 в линиях крайнего ультрафиолетового (ВУФ) диапазона спектра не A, только в активных областях, но и вне их. В линиях переходной области слабые динамические явления проявляются наиболее отчетливо.

Habbal, Grace (1991) впервые продемонстрировали, что в эмисии всей внешней атмосферы (хромосферы, переходной области и короны) проявляется вклад квази стационарного и нестационарного излучения. Первое характерно для собственно хромосферы и фибрилл, для спокойных корональных петель. Однако самые слабые нестационарные явления развиваются уже на границах хромосферной сетки, и су щественно усиливаются в переходной области и короне. В некоторых неустойчивых активных областях, даже с очень малой площадью пятен в них, вклад мелкомас штабных нестационарных процессов в общий баланс энергии оказывается большим.

Эти явления приводят к тому, что вся переходная область в среднем движется вниз со скоростью до 10 км/с, в то время как в короне начинают развиваться восходящие движения (см. рис. 1.3.5).

1.3.3. Корона Солнечная корона в момент полной фазы затмения представляется серебристым сиянием, простирающимся до нескольких радиусов Солнца. При наблюдениях в бе лом свете с аппаратов, поднимающихся выше стратосферы, она прослеживается фак тически от края солнечного диска (лимба) до расстояний в десятки R и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Яркость короны очень мала (около яркости фотосферы) и резко (в 103 раз на расстоянии 2R от центра Солнца) спадает при удалении от лимба.

Свечение короны — это рассеянное на свободных электронах излучение фотосфе ры. Величина сечения рассеяния фотонов на свободных электронах (Томсоновское сечение) хорошо известна и составляет 0,66 · 1024 см2. Поэтому по наблюдаемой интенсивности и спаду свечения короны при удалении от лимба можно сразу за ключить, что в основании короны число электронов (и протонов) в 1 см3 около 3 · 108 и, что это число уменьшается в e раз при изменении высоты на hhs 0,1R.

Последняя величина является шкалой высот изотермической короны, находящейся в гидростатическом равновесии при высоких температурах плазмы.

Оценка плотности плазмы прямо вытекает из яркости K-короны. Так как у короны яркость в 1 млн раз меньше, чем у фотосферы, то, учитывая величину Томсоновского сечения, это означает, что в короне в столбике сечением 1 см2 вдоль луча зрения на 38 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.3.5. Сопоставление результатов спектральных наблюдений на спутнике SOHO (прибор SUMER) с моделированием структуры переходной области и короны по профилям линий (Peter et al., 2006). Ромбики — результаты наблюдений, разброс значений в виде бара и прямоугольника относится к двум моментам времени, отличающимся на 7 мин. Толстый пунктир — тенденция, выявленная из различных внеатмосферных наблюдений ходится 106 /1024 = 1018 свободных электронов. Принимая для солнечной короны характерную протяженность — шкалу высот 1010 см (это следует из указанного выше темпа уменьшения яркости с высотой), получаем, что в 1 см3 содержится 1018 /1010 = 108 свободных электронов. В силу электронейтральности плазмы плот ность ионов (в основном протонов) должна быть такой же. Над полюсами во внутрен ней короне при невысокой солнечной активности плотность электронов в 1,5–2 раза меньше, чем над экватором, и гораздо быстрее уменьшается с высотой. Уже из наблюдаемого во время затмений закона уменьшения интенсивности излучения ко роны в белом свете на любом позиционном угле можно сделать вывод о том, что корона по крайней мере до расстояний 2R от центра находится в гидростатическом равновесии (Бадалян, Лившиц, 1985;

Badalyan, 1986).

Гипотеза о горячей короне была подтверждена еще в середине 40-х гг. ХХ в., ко гда несколько эмиссионных линий оптического спектра короны — зеленая (5303 A), красная (6374 и другие — были отождествлены с линиями высокоионизованных A) атомов Fe, Ni и Са, лишенных от 9 до 14 электронов. Поскольку отрыв электронов происходит в результате столкновения тяжелого (малоподвижного) иона с налетаю щими электронами, необходимо, чтобы кинетическая энергия последних была очень высокой — соответствовала электронной температуре 1–2 · 106 K.

Непрерывное и линейчатое свечение короны в оптическом диапазоне наблюдаются во время затмений только на лимбе. Собранный по этим данным материал примерно за три солнечных цикла позволяет изучать долговременные, в частности, цикличе ские изменения короны. Наблюдения отдельных образований на диске проводятся в радиодиапазоне, однако с достаточно низким пространственным разрешением;

только в последние годы использование очень больших антенн или антенных систем позволяет проводить более детальные исследования.

1.3. Структура и излучение солнечной атмосферы Начиная с середины 60-х гг. («Skylab») проводятся наблюдения корональных структур как на лимбе, так и на всем диске Солнца в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом областях спектра. Первые рентгеновские снимки с разрешением не хуже 10 показали, что нижняя корона представляет собой набор петель, часто объединяющихся в арочные системы.

Фильмы, смонтированные за несколько солнечных оборотов по снимкам спутника TRACE в области спектра 195 основной вклад в который дают линии ионов, A, существующих при температурах 2 MК, позволяют видеть «джунгли» петель, воз никающих и исчезающих вновь, изменяющих свою высоту и форму, колеблющихся с различными частотами. Самой сложной является петельная структура в активных областях (рис. 1.3.6). На упомянутых фильмах проявляются отдельные «опушки» — места сла бого свечения в мягком рентгене, лишенные пе тель. Это корональные дыры, присутствующие большую часть цикла над полюсами и на фазе спада цикла опускающиеся в виде отдельных «языков» к экватору, иногда пересекая его.

Солнечную корону образует чрезвычайно разреженный газ, и даже слабые магнитные поля, проникающие в корону, оказывают су щественное влияние на ее динамические ха рактеристики и строение. Степень влияния по ля на строение внешней атмосферы — хромо сферы и короны — зависит как от величины выходящего на поверхность магнитного пото ка (1017 –1022 Мкс), так и от того, насколь- Рис. 1.3.6. Восход активной области ко сильно он изменяется во времени и в про- по наблюдениям в линиях в диапа странстве. Корональные магнитные поля, осо- зоне 195 на спутнике TRACE. Ко A рональные петли заполнены светя бенно крупномасштабные, изменяются медлен но. В соответствии с этим структура короны щейся плазмой, температура которой близка к 2 · 106 К довольно устойчива, существенные изменения происходят за месяцы и даже за годы. Уже из затменных данных в белом свете следовало, что корона не является однородным образованием. Выделяются коро нальные щеточки близ полюсов, дуги и корональные лучи (стримеры) на более низких широтах. Щеточки являются проявлением дипольной составляющей всего Солнца. Они выражены наиболее четко вблизи минимума цикла активности, когда эта составляющая крупномасштабного поля доминирует. За формирование стримеров ответственны крупномасштабные поля следующего масштаба, наиболее четко про являющиеся уже не в полярных, а более низких широтах. Локальные магнитные поля, развивающиеся в зоне «королевских» широт — ±35 от экватора, приводят к сложному комплексу явлений в активных областях. Эти поля также обуславливают развитие многочисленных петель — жгутов магнитных силовых линий, соединяю щих холмы магнитных полей различной полярности. В тех местах, где магнитные силовые линии крупномасштабного поля уходят вверх на очень большие расстояния (области с открытой магнитной конфигурацией), петли отсутствуют. Эти области получили название корональных дыр — самых разреженных и холодных мест короны (детальнее вопросы влияния магнитных полей на строение короны рассматриваются в следующей главе).

Условно корону можно разделить на нижнюю (до высот 0,3R ), среднюю (от 0,3–2,5R — радиуса условной сферы источника солнечного ветра) и внешнюю, за этой сферой, где уже проявляется влияние крупномасштабного истечения плазмы.

40 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Линейчатое излучение формируется в основном в нижней короне. Здесь основным структурным элементом являются петли. Они являются «пучками» магнитных сило вых линий, которые становятся видимыми благодаря повышению плотности плазмы в них. Они соединяют точки с противоположной направленностью магнитного поля (как и на приведенном выше рис. 1.3.4). Магнитное поле не препятствует переносу энергии вдоль силовых линий, но существенно затрудняет процессы переноса — теп лопроводность, диффузию заряженных частиц — поперек поля. Поэтому отдельные петли оказываются изолированными друг от друга.

Внешне петли сильно различаются, и только довольно условно можно выделить несколько типов, встречающихся в центрах активности, соединяющих различные ак тивные области, громадные арки, соединяющие точки по разные стороны от экватора и т. д. Наибольшие меры эмиссии и температуры квазистационарных петель харак терны для образований, встречающихся в центрах активности. Эти области, ранее называемые корональными конденсациями, характеризуются в среднем плотностями, примерно в три раза превышающими соответствующие значения на тех же высотах невозмущенной короны.

Итак, концентрация петель в активных областях значительно повышена. Если температура в корональных дырах не превышает 1 MК, то температура плазмы в большинстве петель оказывается близ ка к 2 MК, а в активных областях встречаются петли с еще более высо кими температурами (до 10 MК). Соот ветствующее распределение меры эмис сии, рассчитанное на единицу поверхно сти и на один градус (дифференциальная мера эмиссии), приведено на рис. 1.3.7.

Температура в большей части петли остается примерно постоянной, и лишь в основаниях заметно понижение темпе ратуры, переходящее затем к ее резкому уменьшению уже при переходе к хромо сфере. Впервые это отчетливо прояви лось в результатах совместных наблюде ний на КА «Yohkoh» и NIXT. Большин Рис. 1.3.7. Распределение дифференциальной ство петель не поднимается существенно меры эмиссии (ДМЭ) по температуре для ос выше 0,1R — шкалы высот для коро нования корональной петли, выведенное Lin ны. Поэтому падение плотности внутри et al. (2005) по данным различных спутников.

Точность определения меры эмиссии dEM/dT петли с высотой хотя и проявляется, но указана в виде полутоновой гистограммы является небольшим, и мало влияет на процессы, протекающие в петле. Плот ность плазмы в петлях на низких высотах обычно близка к величине 109 см3. Более плотные петли с температурой плазмы до 30 MК возникают лишь в ходе различных нестационарных процессов.

Уже на заре рентгеновских исследований Солнца был обнаружен закон подобия корональных петель (Rosner et al., 1978). Он состоит в статистической связи между температурой в вершине петли Tmax, давлением плазмы в ней p и ее длиной l:

Tmax 1,5 · 106 (pl)1/3 K, (1.3.1) где p выражено в дин · см2, а l — в 108 см. Это соотношение выполняется практически для всех петель, различных размеров, с различными температурами и плотностями плазмы в них. Это выражение справедливо не только для квазиста 1.4. Магнитные поля и индексы активности ционарных петель. Оно выполняется и для вспышек, в их постэруптивной фазе, но иногда нарушается в самых быстрых процессах — для петель импульсной и взрывной фаз вспышек.

Различие размеров и формы петель отражает сложность конфигураций магнит ных полей на Солнце. При анализе вопроса о балансе массы и энергии плазмы, заключенной в петлю, необходимо учитывать влияние сил, связанных с градиентом давления, магнитным полем, гравитацией. Существенным фактором оказывается также то, что излучательная способность высокотемпературного ионизованного газа зависит от плотности и температуры. В некоторых случаях приходится учитывать возможность обмена массой между плотными (хромосферными) и корональными частями петли. Так если в вершине петли выделяется энергия (например, газ нагре вается 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 ее вершине энергия. Общие вопросы термодинамики плазмы в корональных петлях, в частности, физический смысл закона подобия, рассматриваются в разд. 2.3.

В областях пониженной яркости в мягком рентгене — корональных дырах баланс энергии существенно отличается от того, который реализуется в петлях. Коро нальные дыры представляют собой области короны, лишенные петель. Для них характерна открытая магнитная конфигурация с замыканием силовых линии далеко в межпланетном пространстве. Вещество дыр уже не удерживается магнитными си лами и беспрепятственно истекает в межпланетное пространство. Плотность в этих областях короны уменьшается, и, ввиду больших энергетических потерь на форми рование потока плазмы, температура оказывается несколько ниже, чем в обычных корональных петлях. Это объясняет пониженную яркость дыр в рентгеновском диа пазоне по сравнению со спокойной короной.

В заключение этого раздела укажем, что классическую монографию И. С. Шклов ского «Физика солнечной короны» (1962) дополняют сейчас учебник (Golub, Pasa choff, 1997) и несколько обзоров (Koutchmy, Livshits, 1992 и др.).

1.4. Магнитные поля и индексы активности В.Н. Обридко 1.4.1. Тонкая структура магнитных полей на Солнце Астрономы-солнечники могут с гордостью отмечать, что одно из самых суще ственных явлений в современной астрофизике — магнитные поля в космосе и на звездах — было обнаружено на Солнце. Это событие произошло 25 июня 1908 г., и его следовало бы отмечать как день рождения современной космической физики плазмы или астрофизики вообще. Cледует заметить, что эффект Зеемана, легший в основу этих измерений, был открыт незадолго до этого, в 1896 г. И вот великий Джордж Эллери Хейл на только что построенном башенном солнечном телеско пе обсерватории Маунт Вильсон получил спектр с очевидными доказательствами магнитного расщепления спектральных линий в большом солнечном пятне. Кстати именно ему принадлежит и честь доказательства того факта, что солнечное пятно имеет более низкую температуру, чем окружающая его фотосфера: по современным данным значение температуры в пятне около 3700 К.

Сегодня мы знаем, что магнитное поле является тем первичным явлением, которое определяет собой как существование солнечных пятен, так и вообще всей активности 42 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Солнца. Не будь магнитного поля, мы вероятно наблюдали бы Солнце в виде безжизненного не меняющегося во времени шара.

Магнитные поля за пределами солнечных пятен, а тем более вне активных обла стей, долго не поддавались измерению. Дело в том, что среднее значение магнитного поля вне активных областей не превышает 1 мТл (10 Гс), что недоступно при одиночных измерениях с помощью фотографических и визуальных методов. Только с помощью статистики путем обработки многих наблюдений соратникам Хейла уда лось в начале 20-х гг. XX в. показать, что магнитные поля вблизи полюса составляют 1–5 мТл. Реальная величина среднего поля, по-видимому, в 5–10 раз меньше. Только изобретение фотоэлектрических магнитографов в середине 50-х гг. прошлого века (Babcock, Babcock, 1952;

Babcock, 1953;

Могилевский и др., 1954;

Никулин и др., 1958) существенно продвинуло нас к решению этой задачи. Основой измерений магнитных полей, как фотовизуальных, так и магнитографических, является эффект Зеемана.

Основы методики подробно изложены в монографии Обридко (1985). Здесь мы отметим только важное различие между этими двумя упомянутыми методами. В фо товизуальных методах измеряется величина зеемановского расщепления непосред ственно или, для наилучшего разделения компонент, с использованием поляриза ции. Ширина спектральной линии при полях порядка 0,1–0,2 Тл обычно сравнима с расщеплением, что определяет низкую чувствительность фотовизуальных методов.

В фотоэлектрических магнитографах измеряется поляризация. Хотя зеемановская поляризация в спектральных линиях довольно низкая, тем не менее современные модуляционные методы позволяют измерять ее вплоть до 105. Однако у магнитогра фов есть свои проблемы. Во-первых, сигнал пропорционален не только поляризации, но и яркости, а это значит, что в структурных элементах разной яркости сигнал из меряется с весом, равным яркости элемента. Во-вторых, сигнал зависит от величины магнитного поля нелинейно. Начиная с некоторой величины поля, сигнал замедляет свой рост, а при очень большой величине может даже уменьшаться с ростом поля.

Этот эффект называется насыщением солнечных магнитографов, и он к тому же сильно зависит от используемой для измерений спектральной линии. Наконец, третья проблема состоит в том, что хотя проблема измерений всех компонент магнитного поля в принципе решена, однако чувствительность по трансверсальным компонентам на полтора порядка ниже, чем по продольной компоненте (т. е. направленной вдоль луча зрения). Поэтому практически измерения всех компонент производятся только в пятнах или вблизи них.

Магнитное поле в центре тени пятна достигает напряженностей примерно 2800–3000 Гс и в основном направлено радиально (вдоль оси пятна). С удалением от центра пятна силовые линии быстро расходятся.


Уже в полутени силовые линии направлены преимущественно трансверсально, и наклон к вертикали превышает 70. Такое быстрое расхождение может указывать на то, что пятна — не глубокие образования. Оценки по величине и расхождению магнитного поля дали значение залегания основания пятна не более чем 15 000 км. Оценки «динамической» глубины по величине периода так называемых «крутильных» колебаний (Гопасюк, 1981) при вели к значениям порядка 3000 км (Соловьев, 1984). Выполненные недавно гелиосей смологические исследования подтверждают представление о пятне как неглубоком образовании. При этом область недогрева в пятне на глубинах до 8 тыс. км сменяется областью перегрева (см. далее разд. 2.2). Как недогрев в верхних слоях пятна, так и перегрев в нижних связаны с воздействием магнитного поля на перенос тепла конвекцией. В верхних слоях перенос конвекцией подавлен, и пятно охлаждается.

Слабый подогрев осуществляется волнами. В нижних слоях поле уже не может удер жать конвекцию, тепло продолжает поступать, но перенос вверх мало эффективен.

1.4. Магнитные поля и индексы активности Возникает перегрев слоев под пятном и медленный диффузионный перенос тепла в горизонтальном направлении.

Магнитное поле в окружающих пятно факелах по оценкам составляет около 400 Гс. Современные данные пока не могут уверенно сказать, как направлено это поле. Однако уже первые наблюдения с магнитографами полного вектора, указали, что поперечное поле сравнимо с радиальным или даже больше его. Это напоминает структуру «вывала леса в тайге». Такой же эффект, вероятно, присутствует и в крупномасштабных активных структурах.

Совокупность нескольких пятен образует так называемую группу пятен. Вместе с окружающей пятна факельной площадкой (в хромосфере — флоккулом) и другими проявлениями околопятенного магнитного поля в атмосфере Солнца это называется активной областью (Обридко, 1985). Активные области появляются, как правило, в узкой широтной зоне, ограниченной широтами ±35. При этом существует пра вило Хейла, согласно которому в северной полусфере Солнца в нечетных циклах магнитное поле в ведущих пятнах группы имеет северную, а в хвостовых — южную полярность, в то время как в южной полусфере все наоборот: южная полярность характерна для лидирующих пятен, а северная — для хвостовых. Картина поляр ностей изменяется на противоположную при переходе из нечетного в четный цикл.

Более подробно развитие магнитных полей с характерным размером в несколько угловых минут на Солнце (1 угловая минута соответствует 43000 км на Солнце) — локальных полей — будет рассмотрено ниже в разд. 1.4.4.

Зависимость сигнала магнитографа от типа линии оказалась не только недо статком, но в то же время и весьма полезным инструментом при анализе тонкой структуры магнитных полей на Солнце. Поскольку насыщение в линиях разной магнитной чувствительности наступает при разных значениях поля, оказалось воз можным показать, что магнитное поле на Солнце представляет собой магнитный ковер из трубок с напряженностью несколько выше, чем 0,1 Тл (несмотря на то, что среднее поле как уже говорилось, составляет всего лишь 0,001–0,01 Тл (Stenflo, 1973;

Stenflo, Vogel, 1986)). Эти трубки часто называют «килогауссовы ми» трубками (иногда — субгранулами, флюксулами и т. п.). Сегодня мы мо жем — с некоторой осторожностью — сказать, что они имеют характерные раз меры 150–200 км или меньше и маг нитное поле 1000 Гс или больше. Они часто возникают парами противополож ной полярности (рис. 1.4.1), но в целом баланса полярностей нет, и наблюдаются большие протяженные области, в кото- Рис. 1.4.1. Фильтрограмма в полосе G оп рых в среднем есть преобладание поля тического спектра, полученная на Канар того или иного знака. Неизвестно, яв- ских островах. Указана область, где элемен ляется ли это следствием преобладания ты с концентрацией магнитного потока рас числа, характерных размеров или напря- полагаются в двух лентах (по Berger et al., 2004) женности элементов одной из двух по лярностей.

Остается вопрос, являются ли эти трубки изолированными. На уровне фотосферы окружающее давление в принципе может удержать в некотором неустойчивом равно весии эти трубки. Это означает, что в них должны протекать довольно сильные токи, 44 Гл. 1. Солнце. Общие сведения которых в фотосфере исключить нельзя. Однако непосредственно над фотосферой вещества уже недостаточно, чтобы удержать поле трубок от расширения. Поэтому они должны сильно расширяться, образуя поле «типа канапе».

Под фотосферой поле нарастает медленнее, чем давление плазмы, и трубки долж ны тоже быстро расширяться. Да и на уровне фотосферы, наблюдаемые волоконца указывают на связь этих трубок друг с другом. Непосредственно наблюдать попереч ное поле, соединяющее эти трубки, не удается. Дело в том, что, как уже говорилось сигнал по поперечному полю очень слаб, к тому же он сильно ослабляется при усреднении полей разных направлений. Продольное поле тоже сильно ослабляется при усреднении. Это приводит к тому, что мы сегодня, по существу, не знаем точного значения интегрального магнитного потока. По разным оценкам 90 % или более потока скрыто от нас («hidden field»).

Соображения о том, что магнитное поле пятна имеет тонкую структуру, выска зывалось Северным в 1959 г. Затем Mogilevsky et al. (1968) предложили подробную схему таких тонкоструктурных элементов. Затем была построена модель пятна, полностью опирающаяся на эту концепцию (Обридко, 1985).

Сегодня мы еще не знаем природу этих элементов. Одним из простых объяс нений является процесс распада крупномасштабного поля на более мелкие элемен ты вследствие неустойчивостей, турбулентности или тонкой структуры движений в близфотосферной части солнечной атмосферы. В принципе такой процесс вполне возможен, и существует довольно много модельных расчетов, подробно описывающих его (см., например, Steiner, 2005). Неясно правда, какой величины напряженность в тонкоструктурных элементах можно получить таким образом. Дело в том, что уже при нескольких сотнях гауссов, энергия поля становится сравнимой с энергией кинетических движений в несколько километров в секунду. А ведь все согласны с тем, что магнитное поле в трубках больше 1000 Гс. В тени же пятна, которая тоже состоит из отдельных трубок (Rimmele, 2004 и др. работы), поле еще в три раза больше. Под фотосферой и над фотосферой согласно расчетам трубки должны сильно расширяться. Однако реально мы видим даже в короне гигантские петли, которые фактически не расширяются.

Другие представления о природе мелкомасштабных элементов представлены в мо нографии Могилевского (2001). Он предполагает, что солнечная плазма априорно состоит из тонкоструктурных взаимодействующих самоподобных элементов, фракта лов. Крупномасштабное поле является следствием суммарного действия этих элемен тов, объединяющихся в силу присущей им самоорганизации.

1.4.2. Крупномасштабные магнитные поля и их глобальная структура Нестационарные процессы на Солнце в основном связаны с локальными полями активных областей. Однако стоит только нам перейти к анализу геоэффективных корональных выбросов массы, как приходится учитывать так называемые глобальные или крупномасштабные магнитные поля.

Многочисленные наблюдения показывают существование обширных пространств на Солнце, где преобладает та или иная полярность. Это иллюстрируется следую щим рис. 1.4.2. Здесь на карту, полученную на обсерватории Китт Пик с высоким разрешением, где хорошо видны элементы с характерными размерами около 2 дуги, наложена карта крупномасштабного поля, полученная на основании наблюдений в Обсерватории Джона Вилкокса с низким разрешением. Видно, что нейтральные линии крупномасштабного поля хорошо обрисовывают эти обширные квазиунипо лярные пространства.

Только предположение о существовании крупномасштабного поля позволяет объ яснить такое расположение тонкоструктурных элементов. Концепция крупномас 1.4. Магнитные поля и индексы активности штабного поля лежит в основе практически любых теорий возникновения магнитного поля на Солнце, в том числе и самих элементов тонкой структуры.

Измерения крупномасштабного поля выполняются сегодня почти исключительно в продольной компоненте. В начале 60-х гг. в обсерваториях Маунт-Вильсон и Китт Пик стали выполняться регулярные на блюдения, покрывающие весь диск Солн ца;

нерегулярно такие наблюдения прово дились также в Крымской Астрофизиче ской обсерватории. Наблюдения в обсер ватории Китт Пик проводятся и сейчас.

Наиболее популярны наблюдения Сол нечной Обсерватории Джона Вилкокса (WSO) в Стенфорде, которые в единой системе проводятся с марта 1976 г. и до ступны всем желающим через Интернет.

Наблюдения полного вектора разного ка чества и разной регулярности проводят ся в Обсерватории Маршалла Американ ского центра космических исследований (MSFC), на магнитографе обсерватории Хуайроу в Китае, в обсерватории Окаяма в Японии и на телескопе SOLIS обсерва тории Китт Пик, однако данные в них как правило покрывают только активные об- Рис. 1.4.2. Изолинии напряженности и ли ния раздела полярностей (толстая кривая) ласти. Наконец, в Интернете можно полу- крупномасштабного поля, наложенные на чить регулярные данные телескопа MDI распределение напряженностей полей более космического аппарата SOHO. мелкого масштаба В целом крупномасштабное поле опи сывается несколькими первыми гармони ками разложения по полиномам Лежандра. Расчеты, выполненные по реальным наблюдениям магнитного поля с помощью солнечных магнитографов на поверхности фотосферы, проводились неоднократно (Altschuler, Newkirk, 1969;

Schatten et al., 1969;

Hoeksema, Scherrer, 1986;

Wang, Sheeley, 1992, 2000).

Расчеты, выполненные на основе пространственного распределения крупномас штабного магнитного поля, хорошо согласуются с наблюдениями короны и солнечно го ветра (Sykora et al., 2003;


Badalyan, Obridko, 2004;

Belov et al., 2001;

Лотова и др., 2005). На рис. 1.4.3 показана рассчитанная структура магнитного поля в сравнении с наблюдениями структуры короны во время затмения 29 марта 2006 г.

Основными элементами структуры крупномасштабного магнитного поля являются корональные дыры. В феноменологии крупномасштабных полей они играют столь же значительную роль, как солнечные пятна для локальных полей. Более того, можно проследить удивительное сходство с точностью до изменения характерных разме ров. Это дало основание для концепции аналогии между структурами локальных и крупномасштабных полей. Как известно солнечные пятна представляют собой веер расходящихся на уровне фотосферы силовых линий, и напряженность локальных полей в них достигает максимума. Такой же веер расходящихся открытых силовых линий представляет собой корональная дыра. Если мы отфильтруем поля малых и средних масштабов и оставим только крупномасштабные структуры поля (или просто посмотрим карту радиального поля на поверхности источника), то увидим, что корональная дыра — это «холм» крупномасштабного поля (Обридко, Шельтинг, 1987а, 1987б, 1988а, 1988б, 1990;

Obridko, Shelting, 1989, 1992). На уровне хромо 46 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.4.3. Вычисленное поведение силовых линий магнитного поля в короне (а) и структура короны, восстановленная по наблюдениям в белом свете (б) во время затмения 29 марта 2006 г.

сферы наблюдается истечение вещества из солнечных пятен;

то же самое, но уже на уровне короны, наблюдается и в корональных дырах. Солнечные пятна представляют собой объекты пониженной яркости на уровне фотосферы;

корональные дыры — это объекты пониженной яркости в нижней короне. Как и в солнечных пятнах, в корональных дырах наблюдается нечто вроде полутени. Наконец, как и пятна, коро нальные дыры могут объединяться в комплексы и вблизи них, или непосредственно в них, могут возникать корональные выбросы массы, которые представляют собой крупномасштабный аналог солнечных вспышек (Mogilevsky et al., 1997, Chertok et al., 2002).

Отметим некоторые особенности расчетов глобальных магнитных полей в короне и межпланетном пространстве. Поскольку магнитограф измеряет магнитное поле вдоль луча зрения, а граничным условием является знание радиальной компоненты, необходимa дополнительная гипотеза относительно поля в фотосфере. Было выска зано предположение, что гипотеза потенциальности выполняется и на граничной фотосферной поверхности. Тогда возможно рассчитать продольную составляющую с неопределенными коэффициентами и, сопоставив с наблюдениями, полностью ре шить задачу. Это и было реализовано в процитированных выше работах. Однако Свальгаард и др. (1978), анализируя наблюдения в WSO, показали, что зависимость сигнала от положения точки наблюдения на диске такова, как если бы магнитное по ле на большом протяжении было чисто радиальным. Дело в том, что потенциальное приближение предполагает отсутствие токов в среде. Очевидно, что в фотосфере это не совсем корректно. Более того, концепция килогауссовых трубок в соединении с по вышенной плавучестью этих трубок также должна приводить к усилению радиальной составляющей магнитного поля в фотосфере (Stenflo, Vogel, 1986). В конце 90-х гг.

с появлением многочисленных высококачественных данных и, особенно, фотографий со спутников после сопоставления их с вычислениями, появились соображения, что расчеты по модели потенциального продольного поля с поверхностью источника на высоте 2,5R дают недостаточно хорошее совпадение со спутниковыми данными, особенно в межпланетном пространстве. Были рассчитаны новые модели с неболь шими модернизациями начальных условий. В наиболее распространенной из таких моделей (Wang, Sheeley, 1992, 2000) магнитное поле на фотосфере в соответствии с результатами Свальгарда и др. (1978) считается радиальным, высота поверхно сти источника соответствует 3,25R. Однако оказалось (Обридко и др. 2006), что 1.4. Магнитные поля и индексы активности расчеты по моделям с радиальным полем и в предположении потенциальности на уровне фотосферы при разных высотах поверхности источника практически совпада ли. Коэффициент корреляции между результатами очень высок и имеет небольшой циклический ход с минимальными значениями в области минимума цикла (порядка 86 %) и максимальными значениями в области его максимума (порядка 96 %). При этом получилось хорошее совпадение даже в мелких деталях.

Таким образом, для большинства задач, в частности для задач о циклической эволюции крупномасштабных полей, обе обсужденные концепции одинаково при менимы. Главным ограничением метода является вынужденное предположение об отсутствии токов в атмосфере Солнца над фотосферой. Это предположение неточное и даже просто неверное. К сожалению, других методов, позволяющих относительно просто и быстро рассчитать поле в короне, не существует. Все другие методы вынуждены использовать какие-то предположения относительно токов в хромосфере и короне. В частности, можно ввести условие асимптотической стабильности и ре шать задачу, используя в качестве начальных условий потенциальное приближение (см., например, Wang et al.,1998). Этот метод дает вполне надежные результаты, но ценой очень трудоемких расчетов и при этом для стационарной короны отличия от описанного выше метода невелики.

Следующее ограничение метода состоит в том, что мы вынуждены задавать гра ничные условия на двух поверхностях. Одна из них — это фотосфера, где и проводят ся наблюдения, другая — это поверхность источника, где потенциал предполагается равным нулю и следовательно все силовые линии радиальны. Физически это связано с предположением, что на этой поверхности кинетическая энергия солнечного ветра скачкообразно становится много больше, чем энергия магнитного поля. Очевидно, что это предположение нефизично, и определяется потребностями математической постановки задачи. Ясно, что такой поверхности быть не может, а имеет место достаточно протяженная область перехода от плазмы, управляемой магнитным по лем, к плазме, уносимой солнечным ветром. Более того, эта область, скорее всего, вообще не является сферически симметричной. Места, где кинетическая энергия выше магнитной, определяются локальной скоростью солнечного ветра, которая сама, по-видимому, зависит от магнитного поля. Такую самосогласованную задачу пока решить не удалось, более того не ясно, как ее четко математически сформулировать.

Тем не менее, при интерпретации результатов расчетов эту ситуацию всегда следует иметь в виду.

Ситуация однако не так уж плоха. В работе (Обридко и др., 1974) показано, что общая расчетная структура магнитного поля довольно хорошо согласуется с наблю даемой. Это, по-видимому, связано с тем, что структура в целом определяется круп номасштабным полем. Отсюда следует другой важный для нашей задачи вывод, что первые гармоники, определяющие крупномасштабное поле, вычисляются достаточно точно. Как следствие этого, можно полагать, что магнитное поле на поверхности источника, определяемое несколькими первыми гармониками, вычисляется вполне достоверно. Это означает, что общая структура магнитного поля в короне Солнца и в околосолнечном межпланетном пространстве должна вычисляться достаточно хорошо. Это подтверждено результатами сравнения со структурой и поляризацией короны (Бадалян и др., 1999;

Badalyan et al., 2002;

Sykora et al., 2002) а также кор реляционными сравнениями с межпланетным магнитным полем (Hoeksema, Scherrer, 1986;

Obridko, Shelting, 1999a). Многочисленные сопоставления расчетов магнитного поля с циклическими вариациями крупномасштабной активности, с корональными выбросами массы (Ivanov et al., 1999;

Ivanov, Obridko, 2001), со структурой и по ляризацией короны, положением корональных дыр в областях открытого магнитного поля (Obridko, Shelting, 1999b), знаками магнитного поля в секторной структуре 48 Гл. 1. Солнце. Общие сведения (Obridko, Shelting, 1999a), геомагнитными возмущениями (Obridko, Shelting, 1992) показывают, что в целом система расчетов, опирающаяся на потенциальное прибли жение и концепцию постоянной сферически симметричной поверхности источника, пригодна для расчетов структуры поля.

1.4.3. Солнечные циклы и индексы активности Как солнечные пятна являются самым известным объектом на Солнце, так и 11-летний солнечный цикл, вероятно, является самым известным квазипериодиче ским явлением на Солнце, а может быть, и в астрофизике вообще. Как часто астрономам приходится отвечать на вопросы, когда будет «солнечный максимум»

и что нас при этом ждет. Необходимо здесь еще раз подчеркнуть, что солнечная активность является чрезвычайно многосторонней, в ней существует много раз личных периодических процессов, но 11-летний цикл солнечных пятен является, в первую очередь, естественным календарем солнечной деятельности. Отнюдь не все процессы на Солнце, даже те из них, которые тоже имеют 11-летнюю периодичность, совпадают с циклом пятен по фазе.

Первооткрывателем цикла солнечных пятен был астроном-любитель аптекарь Генрих Швабе из Дессау в Германии. Надеясь открыть планету, более близкую к Солнцу, чем Меркурий, он в течение 25 лет упорно регистрировал все пятна. Через 17 лет в 1843 г. он объявил о том, что в числе пятен наблюдается 10-летний цикл, на что, как это часто бывает, никто не обратил внимания. Только в 1851 г., когда его убедительные таблицы были опубликованы Гумбольдтом, открытие было при знано. Регулярные научные наблюдения были начаты Рудольфом Вольфом в 1848 г.

в Берне, а затем в Цюрихе. В качестве меры пятнообразовательной деятельности он ввел относительное число солнечных пятен (в настоящее время употребляются также названия число Вольфа, Цюрихское число солнечных пятен, международное число солнечных пятен, в англоязычной литературе — Wolf sunspot number, WSN) ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS/. Благодаря доступности наблюдений пятен самыми простейшими инструментами, этот индекс стал наиболее распространенным, а периодическое увеличение числа пятен стало естественной и широко известной мерой циклической деятельности Солнца.

Числа Вольфа вычисляются по следующей формуле:

W = k(10G + n).

Здесь G — число групп солнечных пятен, n — полное число пятен, k — калибро вочный коэффициент для приведения наблюдений различных обсерваторий к единой системе.

В 90-х гг. прошлого столетия Хойт и Шаттен проделали гигантскую архивную работу по созданию нового временного ряда другого индекса пятнообразовательной деятельности: относительного числа групп солнечных пятен GSN, завершившуюся обобщающей публикацией (Hoyt, Schatten, 1998). В частности, этот ряд включает в себя беспрецедентные по регулярности для XVII в. наблюдения Солнца фран цузской школы (главным образом, Пикара и Ла Гира) во время Маундеровского минимума, не использованные Вольфом при конструировании ряда W (t). Сам индекс GSN не нов: число групп G приводилось в Гринвичских каталогах (выходящих с 1874 г.), Хойт и Шаттен только снабдили его множителем 12,08, относящим GSN к шкале Вольфа:

GSN = 12,08G.

После выхода в свет работы Хойта и Шаттена в среде гелиофизиков обсуждались вопросы, так или иначе связанные с надежностью этого ряда, сравнением его с традиционным рядом чисел Вольфа W (t) и даже возможностью замены «старого»

1.4. Магнитные поля и индексы активности индекса «новым» (Hathaway et al., 2002;

Usoskin, Mursula, 2003;

Usoskin et al., 2003;

Usoskin, Kovaltsov, 2004). В то же время, отметим, что и числа Вольфа, и числа групп пятен являются с физической точки зрения мало обоснованными индексами, и лучше в современных исследованиях применять индекс суммарной площади пятен A(t), связанный с конкретной физической величиной — полным (абсолютным) пятенным магнитным потоком (t):

(t)(Мкс) = 2,49 · 1019 A(t)(мдп) (Наговицын, 2005). Здесь (t) измеряется в максвеллах, а A(t) — в миллионных долях полусферы Солнца. Длительный ряд суммарных площадей пятен в единой — гринвичской — системе построен Наговицыным (2005, 2007), так что его суммарная продолжительность сейчас сравнима с рядом Хойта—Шаттена (около 400 лет). Кроме упомянутых трех индексов пятенной активности, гелиофизики используют поток излучения на различных длинах волн: поток радиоизлучения на волнах 10,7 и 3 см, измеряемый в единицах солнечного радиопотока, поток в ультрафиолетовом и рентге новском диапазонах, интегральный поток, величину магнитного поля при измерении Солнца как звезды, непосредственно измеренную напряженность магнитного поля в пятнах, проинтегрированный по поверхности Солнца поток магнитного поля, вы численный поток в открытых конфигурациях, число вспышек, число корональных выбросов массы, излучение короны в зеленой, желтой и красной линиях. Общим недостатком всех этих индексов является краткость ряда данных, в большинстве случаев данные имеются только за последние 2–3 цикла. Для ряда специальных сопоставлений эти индексы могут быть очень полезны. Наиболее длинный ряд — это ряд чисел Вольфа.

Поскольку длительный ряд чисел Вольфа появился в распоряжении специалистов уже более 100 лет назад и с тех пор продолжается, он являлся наиболее популярным в гелиофизических и геофизических исследованиях (более продолжительные ряды GSN и A были выведены лишь в последнее десятилетие).

На рис. 1.4.4 показаны среднемесячные числа Вольфа с 1976 г. и сглаженные с годовым окном кривые (http://www.dxlc.com/solar/). Сразу видно основное широко известное свойство солнечной активности — ее периодическое усиление.

Средний период изменения числа солнечных пятен, часто отождествляемый с перио дом солнечной активности вообще, составляет 11,1 лет. На самом деле этот «период»

изменяется в довольно широких пределах, были циклы несколько длиннее или короче 11 лет, в XX в. средний период составил 10,4 г. Последний максимум чисел Вольфа был в апреле 2000 г., минимум, вероятно, был в середине 2008 г., а следующий максимум — в 2010 г.

Здесь следует заметить, что и в этом разделе, и в последующих главах книги разнообразные явления будут соотноситься с основными фазами цикла солнечных пятен. Надо всегда иметь в виду, что в целом ряде случаев здесь нет причинно следственной связи и непосредственно агентом, вызывающим то или иное явление на Земле, являются не пятна, а другие объекты на Солнце. Просто числа Вольфа за многие годы приобрели характер естественного и удобного календаря солнечной деятельности на интервалах больше года.

Если посмотреть на среднемесячные значения, то видно, что имеют место ква зипериодические вариации солнечной активности и на более коротком, чем 11 лет, временном интервале. Различные исследователи выделяли вариации с характерным временем 2–3 г., 1,1–1,3 г. и 160 дней. Следует, однако, заметить, что эти вариации не образуют устойчивых циклов, а больше похожи на случайные цуги импульсов с указанными выше характерными временами и случайными сдвигами фазы и часто непредсказуемы.

50 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.4.4. Числа Вольфа для трех последних солнечных циклов. Приведены среднемесячные значения (тонкие линии) и их сглаженные величины. По оси абсцисс — год и месяц начала каждого трехмесячного периода Более определенная в смысле предсказуемости ситуация наблюдается на вре менном интервале в несколько недель. Поскольку синодический период вращения Солнца (период вращения по наблюдениям с Земли) составляет 27,3 дня, а время существования крупной активной области — от нескольких недель до нескольких месяцев, имеет место так называемая 27-дневная повторяемость солнечной актив ности. На рис. 1.4.5 (http://www.dxlc.com/solar/) средней кривой показаны суточные значения чисел Вольфа с 25 ноября 2004 г. по 18 февраля 2005 г., верхняя кривая относится к интегральному потоку радиоизлучения на длине волны 10,7 см, а на нижней кривой представлен планетарный Ap -индекс, характеризующий возмущенность магнитного поля Земли. 27-дневную повторяемость можно увидеть 1.4. Магнитные поля и индексы активности Рис. 1.4.5. Суточные значения чисел Вольфа (средняя кривая), интегрального потока радио излучения (вверху) и планетарного Ap индекса (внизу) в повторении двух мощных максимумов чисел Вольфа в середине января и середине февраля. Однако легко видеть, что эта повторяемость неустойчива, крупный центр может возникнуть и исчезнуть, нарушая эту повторяемость («рекуррентность»).

Кроме того, из этого же рисунка видно, что геомагнитная возмущенность, конечно, связана с солнечной активностью, однако связь эта не всегда однозначная.

Это обусловлено тем обстоятельством, что, как уже говорилось, активность Солнца представляет собой довольно сложное явление, включающее в себя несколько процессов разной интенсивности. Кроме того, хотя «11-летний цикл» является основ ным почти для всех процессов на Солнце, большинство из них различается по фазе и по локализации на поверхности Солнца. Очень условно по характерным масштабам эти явления и процессы можно разделить на локальные и глобальные. К первым из них можно отнести солнечные пятна, активные области, а также происходящие в них вспышки и низкоширотные корональные выбросы массы. Ко вторым — полярные и крупномасштабные магнитные поля, корональные дыры и корональные выбросы массы, не связанные с активными областями.

Сложность процесса солнечной активности и вызванной ею геомагнитной ак тивности можно проиллюстрировать следующим. Ричардсон и др. (Richardson et al., 2002) рассмотрели солнечные источники геомагнитных возмущений за почти 30 лет (1972–2000 гг.). Ими было показано, что процессы, связанные с корональ ными выбросами массы (главным образом, со вспышечными процессами в активных областях), в целом развиваясь в фазе с 11-летним циклом пятен, дают вклад 50 % и больше в величину Ap -индекса в максимумах. В то же время, процессы, связан ные с рекуррентными высокоскоростными потоками солнечного ветра (из открытых 52 Гл. 1. Солнце. Общие сведения крупномасштабных конфигураций магнитного поля — корональных дыр), развиваясь в противофазе с низкоширотной активностью, обеспечивают соответствующий вклад до 70 % в минимуме. Имеется также вклад низкоскоростных потоков солнечного ветра, но он приблизительно равномерный по времени и не превышает по величине 20 % от суммарной величины геомагнитных возмущений. Таким образом, в первом приближении мы можем представить модель временного поведения геомагнитной активности как суперпозицию изменений двух компонент, обусловленных с одной стороны активными областями, а с другой — крупномасштабным полем.

Будем говорить об 11-летнем цикле солнечных пятен, или 11-летнем цикле локальных полей. Наряду с наблюдаемыми среднемесячными числами Вольфа, ис пользуют их сглаженные значения:

i+5 i+ Wi = Wi + Wi /24.

i6 i Именно по ним со времен Р. Вольфа определяют моменты минимумов и максимумов циклов. Начало каждого цикла отождествляется с фазой минимума. Очевидно, что сглаженные числа можно вычислять только задним числом и для их вычисления необходимо знание 13 среднемесячных значений.

По традиции первым циклом (циклом № 1 цюрихской нумерации) считают цикл, который начался в 1755 г. Следует, однако, отметить, что надежные наблюдения, как уже говорилось, начались только в 1848 г., т. е. со второй половины девятого цикла.

Более ранние значения W восстановлены по отрывочным наблюдениям и косвенным данным, и их надежность (по крайней мере, до начала регистраций Швабе в 1826 г.) иногда подвергается сомнению (Ишков и Шибаев, 2006). В частности, вызывает удивление очень большой интервал между максимумами 4 и 5 цикла (17 лет). Есть работы, в которых предполагается, что в этом промежутке реально был пропущен один — слабый — солнечный цикл (Usoskin, Mursula, 2003;

Usoskin et al., 2003).



Pages:     | 1 || 3 | 4 |   ...   | 25 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.