в первом приближении [поле пятна], сходно с полем верхушки соленоида с осью слегка наклоненной к нормали, как это показано на рис. В пользу этой модели может быть высказано следующее соображение. Меньшей температуре пятна при той же плотности газов соответствует меньшее газовое давление, чем в окружающей пятно атмосфере, и недостаток газового давления в пятне возмещается магнитным давлением.
Для этого под видимым нами пятном должен находиться более или менее вертикальный пучок силовых линий магнитного поля, давление которого препятствует проникновению внутрь пятна более горячего газа из окружения и опусканию пятна вниз.
Из наблюдений следует, что полярность общero магнитного поля Солнца (напряженность этого поля достигает 1 эрстеда) время от времени изменяется. Поэтому был сделан вывод, что общее магнитное поле не может пронизывать все Солнце, а располагается в его поверхностных слоях толщиной до 0,1 солнечного радиуса (
На Солнце магнитное поле захватывается горячим веществом или «вмораживается» в него. При своем движении солнечное вещество увлекает за собой столько магнитного поля, сколько сможет. Так как скорость вращения на экваторе опережает скорость вращения на полюсах, силовые линий магнитного поля растягиваются, но линии поля при таком наматывании не обрываются; они скорее похожи на чрезвычайно эластичную резину. Как и у резины, чем больше они растягиваются, тем больше в них запас энергии.
Рассмотрим простую модель Солнца: чисто дипольное поле, как, например, у обычного стержневого магнита, с невозмущенными силовыми линиями, соединяющими полюса и располагающимися в меридиональных плоскостях (полоидальное поле). Затем заставим его вращаться, причем вещество на экваторе пусть вращается быстрее, чем вещество на более высоких широтах. Через несколько десятков оборотов линии первоначального простого поля обмотаются несколько раз вокруг Солнца. Этот процесс продолжается и далее, и каждый раз, когда экватор совершает один оборот относительно полюса, магнитные тиски вокруг Солнца сжимаются сильнее, стягивая силовые линии все теснее и теснее. Более того, то, что когда-то было магнитным дипольным полем, постепенно превращается в сильное поле, по форме напоминающее [бублик] пончик (или тороидальное поле). Так происходит превращение полоидального поля в тороидальное, силовые линии которого параллельны экватору.
Омега- и Альфа- эффекты и «переполюсовка»
Омега-эффект — это намотка тороидального магнитного поля. Такая намотка происходит на Солнце всегда, пока есть полоидальное магнитное поле и дифференциальное вращение. «Магнитная «шпулька» на Солнце непрерывно работает!» 2 Альфа-эффект производит обратное преобразование тороидального магнитного поля в полоидальное, чтобы замкнуть цикл. Примерно каждые 11 лет общее магнитное поле Солнца меняет знак. «Переполюсовка» полоидального магнитного поля происходит вблизи максимума солнечной активности, когда число пятен на Солнце максимально (максимум потока тороидального магнитного поля).
Силовые линии теснят друг друга. В конце концов, какое-то из полей (дипольное или тороидальное) должно уступить. Когда напряженность поля в какой-либо части внешних слоев достигает примерно 10 000 Гс (это приблизительно в 100 000 раз больше напряженности поля Земли), магнитное давление становится достаточно сильным для того, чтобы уравновесить силу солнечного притяжения. Теперь плазма закручивается и свивается в жгуты, запутывая силовые линии еще больше (см. схему на шапке страницы), благодаря перемешиванию внешних слоев за счет конвекции. Поле запутывается в виде беспорядочно переплетающихся жгутов или узлов. Местами оно прорывается через фотосферу, образуя области всплывающего потока, которые являются первой стадией образования солнечной активной области. Линии нового магнитного поля таким образом, поднимаются на поверхность Солнца. Области, в которых они выходят на поверхность, имеют биполярную структуру в виде пары северного и южного магнитных полюсов.
Схема выхода магнитного поля на поверхность Солнца.
На некотором этапе закручивания силовых линий наступает неустойчивость магнитных полей и их распад на отдельные силовые трубки. Полное давление внутри трубки, равное сумме давления магнитного поля и давления газа, уравновешивается газовым давлением вне трубки. Так как температура вне и внутри трубки одинакова, то это означает, что плотность внутри трубки меньше, чем вне ее. Поэтому на силовую трубку действует сила, направленная вверх. В расчете на единицу объема эта сила названа магнитной плавучестью. Анализ показал, что при определенной длине силовая трубка всплывает на поверхность. При этом образуются пятна противоположной полярности.
Гигантские корональные петли (на снимке слева) вместе с меридиональной циркуляцией и диффузионной турбулентностью играют очень важную роль в полярных инверсиях [преобразованиях] магнитного поля. Часть энергии магнитного потока от средних широт идет на нагрев плазмы в этих петлях. (илл. Соловьев А.А.)
Впервые биполярная структура наблюдалась в солнечных пятнах в начале XX столетия. Эта стадия может сопровождаться яркой флоккульной областью. Примерно через день возникает и сама пара солнечных пятен, и оба пятна связывает арочная структура волокон, которая, по-видимому, очерчивает структуру магнитного поля.
Эти арочные волокна могут достигать в длину 30 000 км и иметь высоту, равную 5 000 км, другими словами, могут быть много больше Земли.
Внутри области, занятой солнечными пятнами, магнитное поле в виде трубки выходит из одного пятна и, образуя арку, входит в другое. Эта картина естественным образом объясняет двойную полярность и также хорошо согласуется с наблюдениями арочных волокон. Наблюдения с космических аппаратов, особенно наблюдения активных областей, позволяют теперь проследить эту структуру и значительно выше фотосферы.
Меридиональная циркуляция (илл. из работы Соловьев А.А.)
Магнитное поле пятен подавляет конвекцию в верхних слоях конвективной зоны, перенос энергии здесь резко уменьшается, поэтому температура газа в области пятна уменьшается на 1 500—2 000 К. В близких же окрестностях пятна, где напряженность поля относительно невелика, магнитное поле, наоборот, усиливает конвективный перенос энергии. Именно так и возникают яркие образования — факелы.
Оценки показывают, что плавучесть эффективна до глубин порядка 15 000 км, тогда как толщина конвективной зоны примерно в семь раз больше. Отсюда следует, что магнитные поля пятен формируются в верхней части конвективной зоны Солнца. В связи с этим возникает следующий вопрос: каким же образом поддерживается неоднородное вращение Солнца? Ведь усиление магнитных полей и образование магнитных трубок происходит за счет торможения вращательного движения экваториальных областей, и если бы эта энергия не поступала непрерывно, то уже после нескольких оборотов Солнце начало бы вращаться как абсолютно твердое тело, т. е. угловая скорость вращения у полюсов и на экваторе была бы одинаковой.
Согласно существующим предположениям, неоднородность вращения Солнца поддерживается меридиональной циркуляцией — медленным движением вещества в меридиональной плоскости (по направлению от полюсов к экватору и наоборот). В свою очередь это движение поддерживается движениями в конвективной зоне, а последние — источниками ядерной энергии, находящимися глубоко в недрах Солнца.
Современные данные о течениях на поверхности Солнца предоставляют инструментыGlobal Oscillation Network Group (GONG) и Michelson Doppler Imager (MDI) на борту станции SOHO. Оба этих инструмента определяют скорость движения плазмы путем измерения Допплеровского смещения спектральных линий.
Одной из основных задач, которая решается по данным GONG и MDI, является разделение различных компонент движения плазмы, в частности отделение компоненты скорости, связанной с течениями плазмы от компоненты, вызванной осцилляциями солнечной поверхности.
Эти усредненные изображения затем анализируются с целью отделить компоненту движения, связанную с вращением Солнца, от компонент, связанных с конвекцией и с меридиональными течениями. [здесь приведен] пример такого анализа, проведенный на основе наблюдений солнечной вспышки от 25 мая 1995 года. В результате ее исследования удалось определить все три компоненты движения (рис. ниже). Во-первых, получена картина дифференциального вращения поверхности Солнца, во-вторых определены направления и скорости меридиональных течений плазмы, и наконец восстановлена картина супергрануляции, связанная с конвекцией.
Три компоненты движения плазмы на повехности Солнца: дифференциальное вращение, меридиональные течения и осцилляции солнечной поверхности. Получены с помощью инструментов GONG и MDI (Источник: Энциклопедия Солнца)
Астрофизики, опираясь на уже известные знания о природе солнечной активности, продолжают разрабатывать теории, охватывающие весь комплекс этих грандиозных явлений.
Краткое изложение современных моделей магнитных полей Солнца и циклов солнечной активности можно посмотреть в презентации д-ра ф-м.н Соловьева А.А. «Роль меридиональной циркуляции в развитии солнечного цикла» (ГАО РАН), представленной 17.02.2009 в ИКИ РАН. (ссылка ниже)
Картинка внизу: Компьютерная 3D модель п́ары солнечных пятен созданная суперкомпьютером BLUEFIRE в High Altitude Observatory National Center for Atmospheric Research (NCAR). Boulder, Colorado, USA (июль 2009). Это п ервое представление того, что находится ниже поверхности солнечных пятен. Более светлые (яркие) цвета указывают более сильную напряженность магнитного поля в этом поперечном сечении подслоя двух солнечных пятен.
На диске Солнца появилась одна из самых крупных в этом году активных областей, а значит, на Солнце снова есть пятна — притом что наша звезда вступает в период минимальной активности. О природе и истории обнаружения солнечных пятен, а также об их влиянии на земную атмосферу рассказывает сотрудник Лаборатории рентгеновской астрономии Солнца ФИАН, доктор физико-математических наук Сергей Богачев.
В первом десятилетии XVII века итальянский ученый Галилео Галилей и немецкий астроном и механик Кристоф Шейнер приблизительно одновременно и независимо друг от друга усовершенствовали изобретенную за несколько лет до этого подзорную трубу (или телескоп) и создали на ее основе гелиоскоп — прибор, позволяющий наблюдать Солнце, проецируя его изображение на стену. На этих изображениях ими были обнаружены детали, которые можно было бы принять за дефекты стены, если бы они не перемещались вместе с изображением — небольшие пятна, усеивающие поверхность идеального (и отчасти божественного) центрального небесного тела — Солнца. Так в историю науки вошли солнечные пятна, а в нашу жизнь — поговорка о том, что на свете нет ничего идеального: «И на Солнце есть пятна».
Солнечные пятна являются основной деталью, которую можно разглядеть на поверхности нашей звезды без применения сложной астрономической техники. Видимые размеры пятен составляю порядка одной угловой минуты (размер 10-копеечной монеты с расстояния в 30 метров), что находится на пределе разрешения человеческого глаза. Однако достаточно совсем простого оптического прибора, увеличивающего всего в несколько раз, чтобы эти объекты были обнаружены, что, собственно, и произошло в Европе в начале XVII века. Отдельные наблюдения пятен, впрочем, регулярно происходили и до этого, причем часто они делались просто глазом, но оставались незамеченными или непонятыми.
Природу пятен некоторое время пытались объяснить, не затрагивая идеальность Солнца, например, как облака в солнечной атмосфере, но довольно быстро стало понятно, что они относятся посредственно к солнечной поверхности. Природа их, тем не менее, оставалась загадкой вплоть до первой половины XX, когда на Солнце впервые были обнаружены магнитные поля и оказалось, что места их концентрации совпадают с местами формирования пятен.
Почему пятна выглядят темными? Прежде всего надо заметить, что их темнота не является абсолютной. Она, скорее, подобна темному силуэту человека, стоящего на фоне освещенного окна, то есть является лишь кажущейся на фоне очень яркого окружающего света. Если измерить «яркость» пятна, то можно обнаружить, что оно также излучает свет, но лишь на уровне 20-40 процентов от нормального света Солнца. Этого факта достаточно, чтобы без каких-либо дополнительных измерений определить температуру пятна, так как поток теплового излучения от Солнца однозначно связан с его температурой через закон Стефана-Больцмана (поток излучения пропорционален температуре излучающего тела в четвертой степени). Если положить яркость обычной поверхности Солнца с температурой около 6000 градусов Цельсия как единицу, то температура солнечных пятен должна составлять около 4000-4500 градусов. Собственно говоря, так оно и есть — солнечные пятна (а это впоследствии было подтверждено и иными методами, например спектроскопическими исследованиями излучения), являются просто участками поверхности Солнца более низкой температуры.
Связь пятен с магнитными полями объясняется влиянием магнитного поля на температуру газа. Такое влияние связано с наличием у Солнца конвективной (кипящей) зоны, которая простирается от поверхности на глубину примерно трети солнечного радиуса. Кипение солнечной плазмы непрерывно поднимает из его недр к поверхности горячую плазму и тем самым повышает температуру поверхности. В областях, где поверхность Солнца пробивают трубки сильного магнитного поля, эффективность конвекции подавляется вплоть до полной ее остановки. В результате без подпитки горячей конвективной плазмой поверхность Солнца остывает как раз до температур порядка 4000 градусов. Формируется пятно.
Активная область на Солнце 26 апреля 2018 года
Второй способ — это солнечные вспышки. В этом случае свободная энергия сжигается непосредственно в солнечной атмосфере, однако последствия этого тоже могут доходить до Земли — в виде потоков жесткого излучения и заряженных частиц. Такое воздействие, являющееся по своей природе радиационным, является одной из главных причин выхода из строя космических аппаратов, а также полярных сияний.
Не стоит, впрочем, обнаружив на Солнце пятно, сразу готовиться к солнечным вспышкам и магнитным бурям. Довольно частой является ситуация, когда появление на диске Солнца пятен, даже рекордно крупных, не приводит даже к минимальному повышению уровня солнечной активности. Почему так происходит? Связано это с природой высвобождения магнитной энергии на Солнце. Такая энергия не может высвободиться из одного магнитного потока, точно так же как лежащий на столе магнит, как бы его ни трясли, не создаст никакой солнечной вспышки. Таких потоков должно быть, как минимум, два, и они должны иметь возможность для взаимодействия друг с другом.
Поскольку одна магнитная трубка, пробивающая поверхность Солнца в двух местах, создает два пятна, то все группы пятен, в которых пятен всего два или одно, создавать вспышки не способны. Эти группы образованы одним потоком, которому не с чем взаимодействовать. Такая пара пятен может быть гигантской и существовать на диске Солнца месяцами, пугая Землю своими размерами, но не создаст ни одной, даже минимальной, вспышки. Подобные группы имеют классификацию и называются типом Альфа, если пятно одно, или Бета, если их два.
Сложное солнечное пятно типа Бета-Гамма-Дельта. Сверху — пятно в видимом диапазоне, внизу — магнитные поля, показанные с помощью прибора HMI на борту космической обсерватории SDO
Под верхним слоем фотосферы (солнечной поверхности) расположена конвективная зона Солнца. Именно внутри нее, как говорят современные ученые, и зарождается магнитное поле звезды. Невозможно представить, несколько большое значение имеет в происходящих на Солнце процессах магнитное поле. Скорее всего, оно есть ответом на все активные явления, которые происходят в атмосфере Солнца, включая и солнечные вспышки. То есть без него Солнце было бы не таким интересным для изучения человечеством.
Схема магнитного поля Солнца
Берут свое начало под влиянием магнитного поля практически все объекты, зафиксированные на Солнце. В первую очередь – это солнечные пятна, обозначающие собой места выходящих из недр Солнца гигантских магнитных петель, пересекающих солнечную поверхность. Из-за этого пятна обычно состоят из северной и южной магнитной полярности. Эти области равны основам магнитной трубки, которая выходит из недр Солнца. На циклы солнечной активности также влияет цикличность колебаний магнитного поля, которое происходит в недрах Солнца. Парящие над поверхностью Солнца протуберанцы, зрительно как бы висящие в пустоте, на самом деле пронизаны нитями магнитного поля, основываясь на нем. А также стримеры и петли, которые мы часто наблюдаем в короне Солнца, есть простым повторением формы топологии магнитных полей, что их окружают. Понимание всего этого позволяет вычислить, какая магнитная обстановка на Солнце ожидает нас сегодня и в любой другой день.
Методы измерения магнитного поля Солнца
Заряженные частицы, попадающие в магнитное поле, движутся под его влиянием. При этом электроны, движущие вокруг ядра правосторонне, под влиянием магнитного поля энергию увеличивают, левосторонне движущиеся – ее соответственно уменьшают. Этот так называемый эффект Зеемена расщепляет излучение атома на компоненты. Измеряя величину расщепления, мы имеем возможность узнать величину и направленность магнитных полей далеких объектов, которые невозможно исследовать непосредственно, например, Солнце. Определить с высокой точностью величину поля солнечной поверхности позволяют разработки последних лет, но они часто бездейственны при намерении измерить трехмерного поля в короне Солнца. В этом случае помогает использование методов математики.
Делать правдивые предсказания погоды космоса помогает знание природы и жизнедеятельности магнитного поля Солнца. Ожидание новой активной вспышки на Солнце можно определить в настоящее время по многим косвенным признакам. Однако на данном этапе научных процессов, относительно долгосрочных предсказаний времени и продолжительности протекающих солнечных циклов, остаются неточными. Они основываются больше на выведении эмпирических зависимостей, а не на конкретных физических моделях. Ближайшее будущее, надеемся, сможет разъяснить достаточно хорошо поведение и активность Солнца, и даст возможность, правильно смоделировав его активность, предсказывать погоду космоса не хуже погоды на Земле. Хотя уже сейчас можно точно сообщить о наличии магнитной бури на Солнце сегодня или в любой календарный день.
Солнечные пятна – это временные темные пятна на поверхности Солнца, где концентрации потока магнитного поля снижает скорость термоядерной реакции и, таким образом снижается в этом месте температура поверхности нашего небесного светила.
Это явление может длиться от нескольких дней до нескольких месяцев, прежде чем в конечном итоге исчезает. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере движения по поверхности Солнца, начиная от 16 км до 160 000 км в диаметре. Явление обычно появляется группами, а активность меняется примерно каждые 11 лет. Точка наибольшей активности во время цикла известна как солнечный максимум, а точка наименьшей активности- как минимум.
Время от времени на ослепительно ясной поверхности Солнца появляются темные места, называемые пятнами. На фоне сверкающей поверхности они кажутся черными из-за своей более низкой температуры (ниже 4000 К). В то же время температура окружающей их поверхности достигает 6000 К.
Таким образом, наше светило ни в коем случае нельзя считать чистым незапятнанным шаром, каким считали его древние философы.
История наблюдения за солнечными пятнами
Итальянский астроном и физик Галилео Галилей был первым, кто сумел разглядеть это астрономическое явление при помощи своей подзорной трубы учитывая расстояние до Солнца. В своем несложном телескопе он наблюдал появление и рост солнечных бляшек, видел, как они изменяют свою форму и вид и через несколько дней или недель исчезают. Он обратил внимание и на то, что все они перемещаются из восточной части Солнца в западную. Это передвижение вызвано вращением небесного тела вокруг оси.
Когда Галилей усовершенствовал телескоп в 1609 году многие ученые впервые смогли увидеть солнечные пятна. Они представляли такой интерес, что велись записи об их количестве и хотя они не были совершенно точными из-за облачных дней, потерянных записей и т. д., записи показывают картину более чем за столетие.
С 1600 по 1715 год нашей эры было замечено очень мало солнечных пятен, а с 1645 по 1715 годы их вообще не было, несмотря на то, что многие ученые с помощью телескопов активно искали эти образования. Это был самый длинный известный минимум (около 50 лет) практически без солнечных пятен. После 1715 года нашей эры число наблюдаемого явления резко возросло с почти нулевого до 50-100 и вроде бы потеплел глобальный климат.
Свойства солнечных пятен
Солнечные пятна – это области с сильнейшими магнитными полями, а значит, хороший показатель солнечной активности. Эти активные области появляются сначала на более высоких широтах в начале солнечного цикла, а затем дрейфуют к экватору к концу солнечного цикла. Поскольку все явления активности звезды контролируются магнитным полем, они имеют аналогичную зависимость солнечного цикла от явлений на звезде, таких как скорость вспышки, площадь активной области, глобальная мягкая яркость рентгеновского излучения и радиоизлучение. Обеспечивает это явление особый химический состав Солнца: в основном, водород и гелий.
Появление темных солнечных пятен снижает общую светимость Солнца только примерно на 0,15% при максимуме солнечных пятен, и, таким образом, явление оказывает незначительное влияние на климат Земли.
Солнечное пятно может быть небольшим по размерам и не превышать, например, территорию Франции. Такое малое изменение называется порой. Большие могут в несколько раз превышать площадь Земли. Они состоят из двух ярко выраженных частей: центральной, черной, которая называется ядром или тенью, и внешней части – полутени, являющейся переходом от ядра к фотосфере (фотосфера-излучающий слой звездной атмосферы). Полутень состоит из тонких ярких и темных волокон, которые направлены из фотосферы к ядру пятна.
Солнечное пятно как уединенная магнитная структура
Объяснение явления появления солнечных пятен основано на убедительных доказательствах наличия смешения магнитного поля и динамики плазмы вдоль границы пятна. Солнечное пятно как уединенная магнитная структура на поверхности небесного тела.
Глобальная структура магнитного поля солнечных пятен была широко изучена в 20 веке при относительно низком пространственном разрешении. В спектре астрономического явления примечательно расщепление некоторых линий на две составные. Такое расщепление называется эффектом Зеемана: чем сильнее магнитное поле пятна, тем выразительнее этот эффект.
Расщепление спектральных линий служит доказательством того, что образования на поверхности Солнца являются гигантскими мощными магнитами. Конечно, это не железные магниты, так как кусок железа немедленно бы испарился. Магнитные поля на Солнце – проявления сильнейших электрических токов в плазме вокруг пятна. Положительные ионы движутся в одном направлении, отрицательные электроны — в противоположном.
Однако ученые предполагают, что поле в значительной мере переплетено. Поднимающиеся облака раскаленной плазмы не могут проходить сквозь переплетенные силовые линии и обходят их. По этой причине в бляшки проникает гораздо меньше энергии, чем в окружающую их поверхность.
Этим и объясняется, почему бляшки темнее и холоднее.
Пятна появляются и остаются на поверхности Солнца в совершенно разное время и после этого исчезают. Они имеют тенденцию возникать группами. Поверхность вокруг группы пятен теплее и ярче у более отдаленной бляшки.
Повышенная яркость фотосферы называется факелом. Факелы легко заметить, если группа пятен находится на краю солнечного диска.
Наружный слой солнечной атмосферы – хромосфера, вокруг группы теплее и ярче, чем в остальной части. Такие яркие и теплые области хромосферы называются флоккулами. В группах солнечных бляшек имеют место также и другие явления, например, вспышки, протуберанцы, корональная конденсация и пр. Все эти явления, включая пятна, факелы и флоккулы – активные образования, входящие в понятие солнечной активности. Группа пятен со всеми проявлениями солнечной активности называется центром солнечной активности или активной областью.
