книги из ГПНТБ / Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник

исходит увеличение интенсивности излучения в отдельных линиях спектра.

Корона. Самым внешним и самым протяженным слоем сол­ нечной атмосферы является солнечная корона, имеющая очень низкую плотность (10~16 г/см3) и чрезвычайно высокую темпера­ туру (1,5 • 106 К).

Верхняя граница короны не может быть точно определена; во время солнечного затмения корону можно наблюдать до расстоя­ ний в несколько солнечных радиусов. Есть некоторые указания на то, что корона распространяется за пределы орбиты Земли. Однако плотность короны очень сильно изменяется с расстояни­

диска составляет одну миллионную долю яркости в центре сол­ нечного диска и равна яркости полной Луны. С удалением от края диска яркость короны быстро убывает и на расстоянии 1,5 солнечных радиуса составляет лишь 1% яркости у края диска. Иногда лучи короны (корональные лучи) можно наблюдать при полном солнечном затмении на расстоянии нескольких диамет­ ров Солнца.

Солнечную корону при отсутствии полного солнечного затме­ ния мы не видим потому, что при наблюдении с Земли солнечный свет рассеивается атмосферными газами и пылью. В результате этого вокруг Солнца образуется ореол, который по яркости в 5000—10 000 раз превосходит яркость солнечной короны.

После изобретения внезатменного коронографа (Бернар Лио, 1937) стало возможным проводить исследования короны и при отсутствии полного солнечного затмения.

Главной особенностью внешнего вида короны является ее лу­ чистая структура. На фотографиях короны хорошо заметны коро­ нальные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образования лучистой структуры. Предполагают, что структура корональных лучей тесно связана с магнитным полем Солнца. Корональные лучи вытянуты вдоль магнитных силовых линий.

Спектр короны в видимой области резко отличается от спек­ тра хромосферы. Он состоит из непрерывного спектра с линиями поглощения и излучения.

Излучение короны может быть разделено на три составляю­ щие компоненты: /(-компонента — непрерывнь i спектр с не­ большим числом размытых линий поглощения, i эответствующих наиболее сильным фраунгоферовым линиям фотосферы; Е-ком- понента — непрерывный спектр с фраунгоферовыми линиями, су­ щественно не отличающийся от спектра фотосферы; £-компо-)*

*) Сб. «Солнечный ветер». «Мир», 1968.

10

нента — эмиссионный линейчатый спектр, так называемые коро-

нальные линии.

На рис. 1.2 показана относительная интенсивность каждой из компонент излучения на разных расстояниях в радиусах Солнца. Для сравнения приведены пунктиром три различные яркости неба, /^-компонента возникает в результате рассеяния солнечно­ го света свободными электронами короны, а ^-компонента — ча­ стицами межпланетной пыли. Излучению ионизированной плаз­ мы короны соответствует £-компонента.

В видимой части спектра короны присутствует около 30 эмиссионных линий, из которых особенно выделяется «зеленая»

Солнечная корона является мощным источником ультра­ фиолетового, рентгеновского и радиоизлучения.

Сильная ионизация атомов, отсутствие в излучении линий атомов Н и Не, большая интенсивность рентгеновского и радио­ излучения свидетельствуют о чрезвычайно высокой температуре короны, достигающей (1,0ч-1,5) • 10б°К. Наблюдения показали, что в температурном отношении корона неоднородна. Внутри ее имеются «холодные» и «горячие» области (корональные конден­ сации), температура в которых может колебаться от 0,6- 106 до

3,6- 106°К.

Для объяснения интенсивного нагревания короны было вы­ сказано несколько гипотез. В настоящее время многие исследо­ ватели считают, что наиболее вероятной причиной нагревания ко­ роны являются акустические и магнитоакустические волны, иду­ щие от фотосферы. Они возникают в результате конвекции в фотосферном слое и проходят через хромосферу, почти не рассеи­ ваясь. В солнечной короне при низкой плотности вещества про­ исходит превращение этих волн в ударные волны, энергия которых быстро диссипирует и переходит в тепло.

11

Поскольку охлаждение короны в результате излучения и теп­ лопроводности сравнительно небольшое, то для источника нагре­ вания не нужно иметь большой мощности.

§ 3. ФИЗИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ, ПРОИСХОДЯЩИЕ НА СОЛНЦЕ

Солнце не является стационарным образованием. Под воздей­ ствием термоядерных реакций, происходящих в его центральной части, оно находится в непрерывном изменении. В результате этого как внутри Солнца, так и в его атмосфере происходят про­ цессы, проявления которых мы обычно наблюдаем в виде целого ряда физических явлений. К таким явлениям, которые доступны астрономическим наблюдениям, относятся: солнечные пятна, фа­ келы и флоккулы, протуберанцы и волокна, солнечные вспышки и корональные конденсации.

Солнечные пятна. Это сравнительно темные образования на поверхности Солнца, которые кажутся темными только по кон­ трасту с окружающей их более яркой фотосферой; фотометриче­ ские измерения показывают, что яркость в середине большого пятна, расположенного в центре солнечного диска, составляет 0,42 яркости невозмущенного фона фотосферы. Солнечные пятна реже бывают одиночными, а чаще встречаются группами, объе­ диняющими до нескольких десятков пятен различных размеров.

солнечных пятен по площади, полученное Ньютоном (1958). Компактные группы с S > 500 м.д.п. видны невооруженным

глазом. В периоды высокой солнечной активности на диске Солн­

12

ца могут одновременно наблюдаться до четырех таких групп. Наибольшая из когда-либо зарегистрированных групп (1947 г.) имела S max =6132 м.д.п. В среднем около 8 групп в тече­ ние каждого 11-летнего солнечного цикла имели Smax> 1500 м.д.п.

Наблюдениями установлено, что время жизни группы солнеч­ ных пятен связано с максимальным значением ее площади. Для грубой оценки продолжительности жизни группы пятен Вальдмайер (1950) предложил эмпирическое соотношение

где Т — время жизни в сутках, Smax — максимальная площадь в м.д.п.

Таким образом, группа с площадью Smax = 400 м.д.п. живет в среднем около 40 суток, т. е. больше одного оборота Солнца. Очень большие группы живут 100 и более суток.

Солнечные пятна в основ­ ном сосредоточены в каждой полусфере Солнца в относи­ тельно узком поясе, параллель­ ном солнечному экватору (±35°). На широтах более 40° пятна встречаются редко, раз­ меры их обычно малы и время жизни невелико.

Средняя широта пятен зави­ сит от фазы солнечного цикла, причем она наибольшая в на­ чале цикла и постепенно умень­

шается к концу его. В табл. 1.2 приведены данные, полученные Беккером (1955) по наблюдениям шести солнечных циклов

(1879—1944 гг.).

Первые пятна нового цикла появляются в высоких широтах прежде, чем исчезнут последние пятна старого цикла. Наблю­ дается асимметрия в распределении групп солнечных пятен меж­ ду северной и южной полусферами. Различие в количестве пятен сохраняется в течение нескольких лет. Солнечный цикл может начинаться и достигать максимума в одной полусфере раньше, чем в другой.

Эффект Зеемана1) еще в XIX в. позволил установить, что все

‘) Эффект Зеемана заключается в следующем. При пропускании моно­ хроматического луча света между полюсами магнита происходит расщепление спектральной линии на несколько компонент. При наблюдениях перпендику­ лярно направлению магнитного поля спектральная линия расщепляется на три компоненты, которые имеют линейную поляризацию: крайние — перпендику­ лярно направлению магнитного поля, а средняя — вдоль поля. При наблюде­ ниях же вдоль магнитного поля средняя компонента отсутствует, а две край­ ние имеют круговую поляризацию с противоположным направлением вращения.

13

без исключения солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Не наблюдалось ни одного солнечного пятна без магнит­ ного поля. Наоборот, встречаются так называемые «невидимые пятна» — участки фотосферы, над которыми наблюдаются маг­ нитные поля.

Напряженность магнитного поля пятна зависит от его макси­ мальной площади. У самых маленьких пятен она имеет величину около 100 э, а у больших пятен достигает 4000 э. Поле ослабе­ вает от центра к краю пятна.

По магнитным свойствам группы пятен делят на три класса: униполярные, биполярные и сложные.

Униполярные группы состоят из одного или нескольких пя­ тен, имеющих одинаковую магнитную полярность. В биполярной группе главные пятна имеют противоположную магнитную по­ лярность. К сложным группам относятся такие группы, в кото­ рых полярность отдельных пятен распределена так нерегулярно, что их нельзя отнести к классу биполярных. Число сложных групп мало, но к ним относятся самые большие и наиболее ак­ тивные группы.

Брей и Лоухед (1967) указывают, что частота встречаемости униполярных, биполярных и сложных групп составляет 46,53 и 1% соответственно.

Предполагают, что магнитные поля возникают в глубоких слоях Солнца и временами выносятся на поверхность Солнца, а затем могут втягиваться обратно в его глубины ионизирован­ ным солнечным газом.

Наблюдениями установлено, что магнитная полярность голов­ ных пятен северного полушария Солнца совпадает с полярностью хвостовых пятен групп южного полушария. Такая полярность сохраняется в течение 11-летнего солнечного цикла. В период ми­ нимума солнечной активности происходит изменение полярности головных пятен на противоположную. Таким образом, магнит­ ный период солнечных пятен охватывает два смежных солнечных цикла и его средняя продолжительность составляет 22 года.

Количество солнечных пятен и занимаемая ими площадь на поверхности Солнца непрерывно изменяются. Для характеристи­ ки пятнообразовательной деятельности Р. Вольф (1849) предло­ жил использовать так называемое относительное число солнеч­ ных пятен, которое впоследствии стали называть числом Вольфа. Числа Вольфа W подсчитываются по формуле

где g — число групп пятен, / — число пятен, к — коэффициент приведения к однородному ряду. Поскольку числа Вольфа до­ вольно сильно изменяются ото дня ко дню и их подсчет зависит от качества изображения, то для характеристики общего хода

14

пятнообразовательной деятельности Солнца вычисляют их сред­ немесячные и среднегодовые значения, а также применяют раз­ личные способы осреднения и сглаживания.

В качестве другого индекса пятнообразовательной деятельно­

Врезультате многолетних наблюдений было установлено, что пятнообразовательная деятельность Солнца имеет в среднем 11-летний период с одним максимумом и одним минимумом ко­ личества пятен. Этот период получил название 11-летнего солнеч­ ного цикла.

Втабл. 1.3 приведены основные характеристики периодично­ сти солнечного цикла, полученные Вальдмайером (1961) в ре­ зультате обработки данных наблюдений солнечных пятен за

1910—1960 гг.

Т а б л и ц а 1.3

Факелы и флоккулы. Факелами называют более яркие участ­ ки фотосферы, расположенные вблизи солнечных пятен. Почти каждая группа солнечных пятен бывает окружена факельными полями. Они могут появляться до возникновения пятен и оста­ ваться видимыми после их исчезновения еще в течение несколь­ ких оборотов Солнца. Предполагают, что факельные поля — это такие области, где благодаря турбулентности и конвекции с глу­ боких нижних подфотосферных уровней поднимаются вверх бо­ лее нагретые газы. Температура факелов на 100—300° выше тем­ пературы фотосферы.

Фотосферный факел развит по вертикали и непосредственно переходит в хромосферный факел, который называют флоккулом.

15

На снимках Солнца в монохроматическом свете в спектральных линиях водорода или кальция флоккулы наблюдаются в виде светлых облаков. Температура флоккула выше температуры окружающей хромосферы на всех уровнях.

Структура кальциевых флоккулов похожа на структуру фотосферных факелов. Водородные же флоккулы резко отличаются от них и обычно состоят из отдельных светлых волокон, которые вблизи хорошо развитого пятна располагаются в виде вихря. Площадь, занятая водородными флоккулами, может составлять до 40% солнечного диска.

Считают, что кальциевые спектрогелиограммы отражают не­ равномерное распределение температуры солнечного газа, а во­ дородные — распределение плотности ионизированного водорода в хромосфере.

Средние интенсивности факелов и флоккулов, а также площа­ ди, занимаемые ими, изменяются от минимума до максимума в 11-летнем солнечном цикле.

Протуберанцы. Это газовые образования самых различных форм, наблюдаемые в виде светящихся облаков на краю солнеч­ ного диска в области солнечной короны. В тех случаях, когда протуберанцы проектируются на диск Солнца, они наблюдаются как вытянутые темные полосы неправильного строения и назы­ ваются волокнами. Таким образом, протуберанцы и волокна представляют собой две видимые формы одного и того же сол­ нечного явления. Протуберанцы — это потоки более холодного вещества, возникающего внутри горячей и разреженной короны. Появление светящегося вещества на более темном фоне короны, по-видимому, является результатом сгущения коронального ве­ щества под воздействием сил, имеющих электромагнитный ха­ рактер.

За протуберанцами и волокнами ведутся систематические наблюдения. Для протуберанцев обычно определяют широту <р их центра, протяженность по широте Дер и высоту h над краем диска (в угловых секундах); для волокон определяют гелиографические координаты их концов ср и X, а иногда угол наклона во­ локна к параллели или к меридиану.

По характеру движения Ягер (1962) разделяет все протубе­ ранцы на две категории: спокойные и движущиеся. Спокойные протуберанцы — наиболее устойчивые солнечные образования, которые, не изменяя существенно внешней формы, могут сущест­ вовать в течение нескольких месяцев. Движущиеся протуберан­ цы отличаются заметными общими движениями, иногда очень быстрыми, которые сопровождаются сильными изменениями их структуры.

Спокойные протуберанцы имеют в среднем следующие гео­ метрические размеры: длина 200 - 103 км, толщина 6600 км, вы­ сота 42 000 км. Однако эти величины могут изменяться в доволь­

16

но широких пределах. Так, высота спокойного протуберанца мо­ жет иногда достигать 100103 км, а его длина — 1-10® км. Внут­

ри протуберанцев наблюдаются хаотические движения со ско­ ростью 5—10 км/сек.

Движущиеся протуберанцы существуют от нескольких минут до нескольких часов, в отдельных случаях до нескольких суток. Наиболее существенной их особенностью является упорядочен­ ность движения. Скорость движения вещества в протуберанцах—

В результате многолетних наблюдений протуберанцев и во­ локон установлены следующие особенности их распределения.

1.В каждом полушарии Солнца имеется две зоны возникно­ вения протуберанцев: главная (низкоширотная) и полярная. Главная зона распространяется от экватора до 50° широты. Она практически совпадает с зоной пятнообразования с тем лишь от­ личием, что ее верхняя граница расположена на 10° выше. По­ лярная зона протуберанцев и волокон занимает интервал широт от 50 до 90°.

2.Количество и активность протуберанцев главной зоны сле­ дуют ходу количества солнечных пятен, т. е. наблюдается 11-лет­ няя цикличность. В эпоху минимума солнечного цикла средняя широта главной зоны наибольшая и равна примерно 26°, а в эпоху максимума она располагается на широте около 19°.

3.Полярная зона появляется примерно за 3—4 года до эпохи минимума солнечного цикла и исчезает после его максимума.

При этом протуберанцы в зоне располагаются на более низ­ ких широтах во время высокого максимума солнечных пятен и на более высоких широтах — при низком максимуме.

волили обнаружить внутри короны над возмущенными областя­ ми фотосферы и хромосферы уплотнения коронального вещества, называемые корональными конденсациями. Плотность вещества в них по сравнению с невозмущенной короной увеличена в 9—10 раз, а температура может достигать 3,6- 106°К. Структура корональных конденсаций и ее изменение по наблюдениям в линии

О

К = 5303 А тесно связаны с изменениями магнитного поля фото­ сферы.

Корональные конденсации являются источниками интенсив­ ного рентгеновского излучения, которое примерно в 70 раз пре­ вышает интенсивность излучения невозмущенной короны. Они также представляют собой области повышенной интенсивности радиоизлучения Солнца в сантиметровом и дециметровом диапа­ зонах.

Солнечные вспышки. К наиболее сильным проявлениям сол­ нечной деятельности относятся солнечные, или хромосферные, вспышки. Это кратковременный процесс взрывного характера, охватывающий некоторую область солнечной атмосферы. Он со­ провождается интенсивным движением больших масс светяще­ гося газа, внезапным усилением корпускулярного излучения и излучений в оптическом, ультрафиолетовом и радиодиапазонах, генерацией жестких рентгеновских и гамма-лучей, а иногда так­ же солнечных космических лучей.

Солнечные вспышки обычно наблюдаются с помощью спектрогелиоскопа или интерференционно-поляризационного фильтра в лучах водородной линии НЛ. Эта линия является наиболее яр­ кой в спектре хромосферы, и поэтому солнечные вспышки часто называют хромосферными. В действительности же они могут воз­ никать на самых различных глубинах солнечной атмосферы.

Солнечные вспышки — это нередкое явление на Солнце. В периоды большой активности Солнца число их достигает 300 за один оборот. По данным А. Б. Северного (1956), одна вспыш­ ка появляется в среднем за 7 ч жизни группы солнечных пятен. Наиболее часто вспышки появляются во время их развития или распада.

Изучение механизма солнечных вспышек в последнее время стало представлять не только теоретический интерес для астро­ физики, но и имеет большое практическое значение. Интенсив­ ные излучения во время вспышек оказывают непосредственное влияние на характеристики ионосферы, магнитосферы и около­ земного пространства. Потоки солнечных космических лучей от сильных вспышек в атмосфере Земли могут приводить к возра­ станию интенсивности вторичного космического излучения.

Почти все солнечные вспышки возникают в окрестностях сол­ нечных пятен и никогда не выходят за пределы факельной обла­ сти. Но не во всех группах пятен возникают вспышки. Чаще они появляются в магнитно-нейтральных областях групп пятен слож­ ной полярности. Непосредственно перед возникновением вспы­ шек отмечается увеличение градиентов магнитного поля.

М. Г. Крошкин (1969) приводит данные о том, что если груп­ па пятен особенно активна по возникновению вспышек, то за время ее прохождения по диску Солнца может быть зарегистри­ ровано до 30—50 вспышек (иногда до 80) различной интенсивно­ сти. Приближенное соотношение между относительным числом солнечных пятен и частотой появления солнечных вспышек по­ лучено Вальдмайером:

£ » 0,061 W, (3.4)

где Е — среднесуточное число солнечных вспышек. Так, во вре­ мя максимума солнечного цикла, когда, например, W — 150 за сутки, может произойти в среднем около 9 солнечных вспышек.

18

Высота возникновения вспышек различна. Геоактивные вспышки возникают в среднем на высотах 7000—9000 км, а вспышки, не сопровождающиеся геофизическими эффектами, располагаются на высотах 16 000—20 000 км.

Электромагнитные и корпускулярные излучения солнечных вспышек создают геофизические эффекты в земной атмосфере и околоземном пространстве. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения вызывают так называемые одновременные эффекты, а корпускулярные потоки и солнечные космические лучи дают на­ чало запаздывающим эффектам.

К одновременным эффектам относятся внезапные ионосфер­ ные возмущения: замирание коротких радиоволн, внезапные фа­ зовые аномалии радиоволн, усиление атмосфериков, поглощение космического радиоизлучения. Все эти возмущения появляются лишь на том полушарии Земли, которое во время вспышки обра­ щено к Солнцу.

Запаздывающие эффекты — это магнитные и ионосферные бури, полярные сияния, резкие возрастания температуры и плот­ ности воздуха в верхней атмосфере, явления в радиационных по­ ясах, а также изменения в циркуляционных процессах в страто­ сфере и тропосфере.

§ 4. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И ЦЕНТРЫ АКТИВНОСТИ

Рассмотренные в предыдущем параграфе солнечные явления: солнечные пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы и волокна, солнечные вспышки и коронйдьные конденсации не возникают изолированно, а тесно связаны друг с другом и происходят в ог­ раниченных областях, которые принято называть центрами активности или активными областями.

Типичный центр активности представляет собой образование, занимающее на поверхности Солнца большую площадь и охва­ тывающее по вертикали все слои солнечной атмосферы. Разви­ тие такого центра начинается с появления слабого биполярного магнитного поля, затем возникают факелы в фотосфере и флок­ кулы в хромосфере. При дальнейшем развитии образуется груп­ па солнечных пятен, вокруг которой возникают протуберанцы, а внутри ее — солнечные вспышки. В нижней части короны обра­ зуются корональные конденсации. Со временем возрастают пло­ щадь и интенсивность магнитной области факельных и флоккульных полей. После достижения максимального развития цент­ ра активности интенсивность всех солнечных явлений начинает снижаться и они постепенно исчезают. Магнитное поле, являясь связующим звеном всех явлений, исчезает последним.

Группа солнечных пятен является существенной частью цент­ ра активности. Однако могут быть центры активности, в кото­ рых визуально не наблюдается никаких явлений, а имеется лишь магнитное поле. Такие центры называют М-областями.