Solnce

Soderzhanie:

1. Vvedenie
2. Solnce kak zvezda
3. Fotosfernye yavleniya
4. Hromosfera i korona
5. Magnitnye polya i solnechnaya aktivnost'
6. Vspyshki na Solnce i ih vozdeistvie na Zemlyu

1. Vvedenie

Solnce - ryadovaya zvezda nashei Galaktiki. Poetomu takie problemy, kak istochniki energii S., ego stroenie, obrazovanie spektra, yavl. obshimi dlya fiziki S. i zvezd. Dlya zemnogo nablyudatelya unikal'nost' S. sostoit v tom, chto eto blizhaishaya k nam i edinstvennaya poka zvezda, poverhnost' k-roi mozhno podvergnut' detal'nomu izucheniyu. Neposredstvenno s poverhnosti Zemli S. izuchayut radio- i optich. metodami. Vneatmosfernaya astronomiya pozvolila znachitel'no rasshirit' issleduemyi diapazon chastot el.-magn. izlucheniya S., a takzhe pristupit' k detal'nomu issledovaniyu ego korpuskulyarnogo izlucheniya. Vse mnogoobrazie solnechnyh yavlenii, raskrytoe etimi metodami: zernistaya (granulyacionnaya) struktura poverhnosti (fotosfery), slozhnye izmeneniya yarkosti i dvizhenii v ee otdel'nyh aktivnyh centrah, processy v samyh vneshnih, razrezhennyh sloyah atmosfery - hromosfere i korone, v chastnosti solnechnye vspyshki, obrazovanie protuberancev, solnechnogo vetra,- svoistvenno, veroyatno, ne tol'ko S., no i dr. zvezdam. Poetomu fizika solnechnyh yavlenii imeet ogromnoe znachenie dlya razvitiya astrofiziki v celom.

2. Solnce kak zvezda

Ris. 1. Fotografiya diska Solnca. Zametno potemnenie diska k krayu,  vidny pyatna.

Solnce - gazovyi, tochnee plazmennyi, shar (ris. 1). Radius Solnca R = 6,96^.10¹⁰ sm, t.e. v 109 raz bol'she ekvatorial'nogo radiusa Zemli; massa S. = 1,99^.10³³ g, t. e. v 333 000 raz bol'she massy Zemli. V S. sosredotocheno 99,866% massy Solnechnoi sistemy. Sr. plotnost' solnechnogo veshestva 1,41 g/sm⁸, chto sostavlyaet 0,256 sr. plotnosti Zemli (solnechnoe veshestvo soderzhit po masse svyshe 70% vodoroda, svyshe 20% geliya i ok. 2% dr. elementov). Uskorenie svobodnogo padeniya na urovne vidimoi poverhnosti S. = 2,74^.10⁴ sm/s². Vrashenie S. imeet differencial'nyi harakter: ekvatorial'naya zona vrashaetsya bystree (14,4^o za sutki), chem vysokoshirotnye zony (~10^o za sutki u polyusov). Sr. period vrasheniya S. 25,38 sut, skorost' na ekvatore ok. 2 km/s, energiya vrasheniya (opredelennaya po vrasheniyu poverhnosti) sostavlyaet 2,4^.10⁴² erg. Moshnost' izlucheniya S.- ego svetimost' L ≈ 3,86^.10³³ erg/s (3,86^.10²⁶ Vt), effektivnaya temperatura poverhnosti T_e= 5780 K. S. otnositsya k zvezdam-karlikam spektral'nogo klassa G2. Na diagramme spektr - svetimost' (sm. Gercshprunga - Ressella diagramma) S. nahoditsya v sr. chasti glavnoi posledovatel'nosti, na k-roi lezhat stacionarnye zvezdy, prakticheski ne izmenyayushie svoei svetimosti v techenie mnogih milliardov let. S. imeet 9 sputnikov-planet, summarnaya massa k-ryh sostavlyaet vsego lish' 0,13% (sm. Planety), no na nih prihoditsya ok. 98% momenta kolichestva dvizheniya vsei Solnechnoi sistemy (sm. Proishozhdenie Solnechnoi sistemy).

Pod deistviem gravitacii S., kak i lyubaya zvezda, stremitsya szhat'sya. Etomu szhatiyu protivodeistvuet perepad davleniya, voznikayushii iz-za vysokoi temp-ry i plotnosti vnutr. sloev S. V centre S. temp-ra T ≈ 1,6^.10⁷ K, plotnost' ≈ 160 gžsm^-3. Stol' vysokaya temperatura v central'nyh oblastyah S. mozhet podderzhivat'sya dlitel'no tol'ko yadernymi reakciyami sinteza geliya iz vodoroda. Eti reakcii i yavl. osn. istochnikom energii S.

Iz Planka zakona izlucheniya sleduet, chto pri temp-rah, harakternyh dlya centra S., osn.energiya izlucheniya prihoditsya na rentg. diapazon. Iz central'noi oblasti S. do ego poverhnosti el.-magn. izluchenie iz-za mnogokratnogo poglosheniya i pereizlucheniya dohodit za vremya ∼ 1 mln. let, pri etom ego spektr sushestvenno izmenyaetsya (napomnim, chto put', v 200 raz bol'shii,- ot S. do Zemli - svet prohodit za vremya ≈ 8 min).

V otlichie ot fotonov, solnechnye neitrino, voznikayushie v rezul'tate yadernyh reakcii v centre S., dohodyat do nas prakticheski ne pogloshayas'. Poetomu metody neitrinnoi astronomii v principe pozvolyayut poluchat' dannye neposredstvenno o vnutr. oblastyah S.

Ris. 2. Radial'noe raspredelenie massy (v procentah ot polnoi massy Solnca), plotnosti rr, temperatury Tr,. i energii izlucheniya (v procentah ot polnoi energii izlucheniya Solnca), harakternoe dlya Solnca. Po gorizontal'noi osi - rasstoyanie ot centra Solnca v dolyah solnechnogo radiusa.

V nedrah S. atomy (v osnovnom eto atomy vodoroda) nahodyatsya v ionizovannom sostoyanii. Esli vodorod polnost'yu ionizovan, to pogloshenie izlucheniya svyazano gl. obr. s otryvom elektronov ot ionov bolee tyazhelyh elementov (s ih fotoionizaciei, sm. Ionizaciya). Odnako takih elementov v nedrah S. malo. Dvizhushiesya iz solnechnyh nedr fotony chastichno rasseivayutsya i pogloshayutsya svobodnymi elektronami. Summarnoe pogloshenie v ionizovannom gaze central'noi oblasti S. vse zhe otnositel'no malo. Po mere udaleniya ot centra S. temp-ra i plotnost' gaza padayut (ris. 2), i na rasstoyaniyah, bol'shih 0,7-0,8 R, uzhe mogut sushestvovat' neitral'nye atomy (v bolee glubokih sloyah - atomy geliya, blizhe k poverhnosti S.- atomy vodoroda). S poyavleniem neitral'nyh atomov, osobenno mnogochislennyh atomov vodoroda, rezko vozrastaet pogloshenie, svyazannoe s ih fotoionizaciei. Perenos energii izlucheniem sil'no zatrudnyaetsya. Vklyuchaetsya dr. mehanizm perenosa energii - razvivayutsya krupnomasshtabnye konvektivnye dvizheniya, i luchistyi perenos smenyaetsya konvektivnym (sm. Konvekciya). Protyazhennost' po vysote solnechnoi konvektivnoi zony 150 tys. km. Skorosti konvektivnyh dvizhenii v glubokih sloyah maly - poryadka 1 m/s, v tonkom verhnem sloe oni dostigayut 2-3 km/s.

Vyshe, v samyh poverhnostnyh sloyah S., energiya vnov' perenositsya izlucheniem. Izluchenie, prihodyashee ot S. k vnesh. nablyudatelyu, voznikaet v chrezvychaino tonkom poverhnostnom sloe - fotosfere, imeyushem tolshinu ¹/₂₀₀₀  R ≈ 350 km. Raspolagayushiesya nad fotosferoi hromosfera i korona prakticheski svobodno propuskayut nepreryvnoe optich. izluchenie fotosfery. V pervom priblizhenii mozhno schitat', chto fotosfera ispuskaet nepreryvnoe teplovoe izluchenie kak absolyutno chernoe telo, nagretoe primerno do 6000 K (ris. 3). Verhnyuyu chast' fotosfery i perehodnuyu oblast' mezhdu fotosferoi i hromosferoi inogda nazyvayut obrashayushim sloem. Etot sloi prozrachen dlya chastot nepreryvnogo spektra. Odnako v nek-ryh chastotah, opredelyaemyh stroeniem obrazuyushih sloi atomov, sloi neprozrachen. Izluchenie na etih izbrannyh chastotah rasseivaetsya ili pogloshaetsya obrashayushim sloem, i v spektre poyavlyayutsya linii poglosheniya, k-rye inogda naz. fraungoferovymi liniyami (sm. Atmosfery zvezd, Spektral'nye linii). V spektre S. otozhdestvleno svyshe 30 000 linii bolee chem 70 him. elementov. Naibolee obilen vodorod, atomov geliya primerno v 10 raz men'she, atomov vseh drugih elementov - men'she tysyachnoi doli chisla atomov vodoroda. V oblastyah s men'shimi temperaturami (~ 4000-5000 K) obrazuyutsya prosteishie molekuly: SN, CN i dr.

Vneatmosfernye i radioastronomich. metody pozvolili izmerit' solnechnoe izluchenie v shirokom intervale dlin voln: ot 0,001 (10^-11 sm) do 1 km. Prakticheski vsya energiya izlucheniya S. zaklyuchena v nepreryvnom izluchenii fotosfery, prihodyashemsya na interval dlin voln ot 1500 do 0,5 sm. V etom diapazone fotosfernoe izluchenie blizko k izlucheniyu absolyutno chernogo tela s T ≈ 6000 K. Lish' na samyh krayah diapazona yarkostnaya temperatura fotosfernogo izlucheniya padaet do ≈ 4500 K v UF-diapazone (1800-3000 ) i do 5200 K v dalekoi IK-oblasti (λ ≈ 5 mkm). Nebol'shoe umen'shenie temp-ry svyazano s tem, chto v etih dlinah voln nablyudayutsya verhnie, neskol'ko bolee holodnye chasti fotosfery. Padenie temp-ry fotosfery s vysotoi ob'yasnyaet takzhe potemnenie k krayu diska S. (ris. 4) (na krayu diska pri kasatel'nom napravlenii lucha zreniya vidny lish' poverhnostnye sloi).

V radiodiapazone i korotkovolnovoi oblasti spektra izluchenie sushestvenno otlichaetsya ot fotosfernogo. V radiodiapazone ono ostaetsya nepreryvnym, odnako ego yarkostnaya temp-ra T_ya nachinaet vozrastat': v millimetrovom diapazone T_ya 6000K, pri λ ≥ 1 sm T_ya ≈ 10 000K i monotonno vozrastaet do 10⁶K v diapazone λ ot 3 do 100 sm. Eto ob'yasnyaetsya tem, chto vnesh. razrezhennye chasti solnechnoi atmosfery - hromosfera i korona, prozrachnye dlya vidimogo sveta, okazyvayutsya neprozrachnymi v radiodiapazone, i s uvelicheniem dliny radiovoln izluchenie postupaet k nam ot vse bolee vysokih i bolee goryachih urovnei atmosfery. Intensivnost' radioizlucheniya hromosfery i korony ispytyvaet znachit. izmeneniya, kak medlennye, tak i bolee bystrye (vspleski). Poslednie svyazany s neteplovymi plazmennymi processami (sm. Radioizluchenie Solnca).

Pri temp-rah ~10⁴ K (hromosfera) i ~10⁶ (korona), a takzhe v perehodnom sloe s promezhutochnymi temp-rami poyavlyayutsya iony razlichnyh elementov. Sootvetstvuyushie etim ionam emissionnye linii dovol'no mnogochislenny v korotkovolnovoi oblasti spektra (λ < 1800 . Spektr v etoi oblasti sostoit iz otdel'nyh emissionnyh linii, samye yarkie iz k-ryh - liniya vodoroda L_a (1216 ) i liniya neitral'nogo (584 ) i ionizovannogo (304 ) geliya. Izluchenie v etih liniyah vyhodit iz oblasti emissii prakticheski ne pogloshayas'. Izluchenie v radio- i rentg. oblastyah sil'no zavisit ot stepeni solnechnoi aktivnosti, uvelichivayas' ili umen'shayas' v neskol'ko raz v techenie 11-letnego solnechnogo cikla i zametno vozrastaya pri vspyshkah na Solnce.

Fiz. harakteristiki razlichnyh sloev privedeny na ris. 5 (uslovno vydelena nizhnyaya hromosfera tolshinoi ≈ 1500 km, gde gaz bolee odnoroden). Nagrev verhnei atmosfery S.- hromosfery i korony - mozhet byt' obuslovlen mehanich. energiei, perenosimoi volnami, voznikayushimi v verhnei chasti konvektivnoi zony, a takzhe dissipaciei (poglosheniem) energii elektrich. tokov, generiruemyh magn. polyami, dvizhushimisya vmeste s konvektivnymi potokami.

Sushestvovanie na S. poverhnostnoi konvektivnoi zony obuslovlivaet eshe ryad yavlenii. Yacheiki samogo verhnego yarusa konvektivnoi zony nablyudayutsya na poverhnosti S. v vide granul (sm. Granulyaciya). Bolee glubokie krupnomasshtabnye dvizheniya vo vtorom yaruse zony proyavlyayutsya v vide yacheek sverhgranulyacii i hromosfernoi setki. Imeyutsya osnovaniya schitat', chto konvekciya v eshe bolee glubokom sloe nablyudaetsya v vide gigantskih struktur - yacheek s bol'shimi, chem sverhgranulyaciya, razmerami.

Bol'shie lokal'nye magn. polya v zone ± 30^o ot ekvatora privodyat k razvitiyu t. n. aktivnyh oblastei s vhodyashimi v nih pyatnami. Chislo aktivnyh oblastei, ih polozhenie na diske i polyarnosti pyaten v gruppah izmenyayutsya s periodom ≈ 11,2 goda. V period neobychaino vysokogo maksimuma 1957-58 gg. aktivnost' zatragivala prakticheski ves' solnechnyi disk. Krome sil'nyh lokal'nyh polei na S. imeetsya bolee slaboe krupnomasshtabnoe magn. pole. Eto pole menyaet znak s periodom ok. 22 let i bliz polyusov obrashaetsya v nul' v maksimume solnechnoi aktivnosti.

3. Fotosfernye yavleniya

Solnce, vidimoe s Zemli,- eto krug so srednim uglovym diametrom 1920''. Pri spokoinyh atmosfernyh usloviyah solnechnyi teleskop pozvolyaet "uvidet'" detali razmerom ~ 1'', chto na rasstoyanii v 1 a. e. sootvetstvuet ≈ 700 km.

Ris. 6. Granulyaciya solnechnoi fotosfery.	Ris.7. Solnechnoe pyatno

Solnechnaya poverhnost', nablyudaemaya v teleskop v vidimom diapazone dlin voln, predstavlyaetsya sovokupnost'yu yarkih ploshadok, okruzhennyh otnositel'no temnymi tonkimi promezhutkami. Eto - solnechnye granuly (ris. 6), ih razmery razlichny i sostavlyayut v srednem ≈ 700 km, "vremya zhizni" (poyavlenie i ugasanie granuly) ≈ 8 min. Granuly razdelyayutsya temnymi promezhutkami shirinoi ok. 300 km. Fluktuacii yarkosti, vyzyvaemye granulyaciei, neveliki. Prevyshenie yarkosti nad sr. fonom 10%. 

Chasto v oblastyah, raspolagayushihsya v zone ± 30^o ot ekvatora, krome spokoinoi granulyacionnoi kartiny nablyudayutsya solnechnye pyatna i fakely. Teleskop pozvolyaet razlichat' temnyi oval (t.n. ten' pyatna), okruzhennyi bolee svetloi poluten'yu (pic. 7). Harakternyi razmer razvitogo pyatna sostavlyaet ≈ 35000 km. Diametr teni primerno vdvoe men'she. Bliz teni poyavlyayutsya otdel'nye yarkie uchastki, k-rye v vide uzkih strui (diametr D ≈ 700 km) rastekayutsya k periferii pyatna. Oni obrazuyut harakternuyu voloknistuyu strukturu poluteni. Vremya zhizni otdel'nyh volokon ≈ 30-60 min. V samoi teni pyatna takzhe nablyudayutsya slabokontrastnye fluktuacii yarkosti - ochen' malen'kie svetlye tochki (D ≈ 350 km), zhivushie 15-30 min. Ih otozhdestvlyayut s "ostatochnoi" granulyaciei v usloviyah sil'nogo magn. polya teni pyatna. Potok luchistoi energii v teni pyatna oslablen primerno v 3 raza, chto yavl. sledstviem ponizheniya temp-ry ot 6000 do 4500 K. Eto ponizhenie temp-ry otrazhaetsya i na spektre pyaten: usileny spektr. linii bolee nizkogo vozbuzhdeniya, molekulyarnye polosy. Vidno takzhe, chto linii neskol'ko sdvinuty v korotkovolnovuyu oblast'. Eto pozvolyaet ustanovit' (na osnove Doplera effekta), chto na urovne fotosfery (v oblasti obrazovaniya izuchaemyh linii) gaz vytekaet iz pyatna (effekt Eversheda). Dvizhenie naruzhu - ot teni k periferii - harakter, no lish' dlya temnyh, holodnyh volokon - bolee goryachii gaz medlenno dvizhetsya v protivopolozhnom napravlenii. V poluteni napravlenie dvizheniya blizko k gorizontal'nomu. Na bol'shih vysotah - v hromosfere i korone - gaz, naoborot, vtekaet v oblast' pyatna.

Pyatna obychno okruzheny celoi set'yu yarkih cepochek - fotosfernym fakelom. Shirina cepochek ravna diametru obrazuyushih ee yarkih elementov (grupp granul) i sostavlyaet ok. 5000 km, dlina dostigaet 50 000 km. Razmer fakel'nyh granul lish' nenamnogo prevyshaet razmer obychnyh granul. Fakel - dolgozhivushee obrazovanie, on chasto ne ischezaet v techenie celogo goda, a gruppa pyaten na ego fone "zhivet" okolo mesyaca (samoe bol'shoe pyatno - do nesk. mesyacev). Summarnaya ploshad' cepochek - volokon fakela - primerno v 4 raza bol'she ploshadi pyatna. Fakely, pravda menee yarkie, vstrechayutsya i nezavisimo ot pyaten. Velichina summarnoi ploshadi fakelov v gody minimuma solnechnoi aktivnosti mala, no v gody maksimuma volokna fakelov mogut zanimat' do 10% vsei poverhnosti S. Volokna fakelov otchetlivo vidny lish' okolo kraya diska S. (no ne na samom krayu), gde prevyshenie ih yarkosti nad fonom dostigaet 10-20%. Poskol'ku oko