Полярные сияния

Солнце и солнечные бури

Полярные сияния — одно из проявлений солнечно-земного взаимодействия, т. е. солнечно-земной физики. Они возникают в результате вторжения в верхнюю атмосферу высоких широт потоков заряженных частиц, первопричиной которых является Солнце. Приведем здесь по возможности кратко необходимые для данной проблемы сведения о процессах на Солнце, которые связаны с выбросом из него геоэффективной плазмы.

Вначале несколько количественных характеристик. Масса Солнца содержит вещества приблизительно в 332 000 раз больше, чем Земля. Объем Солнца в 109³ раз больше объема Земли. Средняя плотность Солнца составляет 0,256 плотности Земли или 1,4 плотности воды. Сила тяготения на Солнце в 28 раз больше земной. Низкая средняя плотность Солнца и одновременно такая большая сила тяготения определяют характер процессов внутри Солнца. Среднее расстояние до Солнца составляет 149 500 000 км с точностью до 16 000 км. Луч света преодолевает это расстояние за 8,3 мин, а ракете потребовалось бы около 10 лет. Заряженные частицы, выбрасываемые из Солнца и затем действующие на магнитосферу Земли, проходят расстояние Солнце—Земля за полтора суток. Расстояние между Солнцем и Землей меняется в течение года приблизительно на 4,8*10⁶ км. Это обусловлено эксцентриситетом земной орбиты. Это расстояние наименьшее, когда Земля находится в перигелии, т. е. в начале января, и наибольшее в начале июля, когда она находится в афелии. Вследствие этого солнечное излучение, достигающее Земли, меняется в течение года на 7 %.

Вещество Солнца в значительной мере состоит из тех же химических элементов, которые имеются на Земле. Температура внутри Солнца так высока, что оно является раскаленным газовым шаром.

Солнце имеет слоистую структуру. В самой внутренней его части температура составляет около 20 млн. градусов (скорости движения атомов между столкновениями равны около 200 км/с). Атомы здесь главным образом лишены электронной оболочки, т. е. многократно ионизованы. Естественно, что эти свободные электроны также входят в состав солнечного вещества. При таких больших температурах там имеется излучение огромной плотности в виде рентгеновских лучей или γ-лучей, которые несут большую энергию. Там происходят термоядерные реакции, при которых определенная доля массы ядер переходит в лучение.

На любом расстоянии от центра Солнца должно соблюдаться равновесие между противоположно направленными силами, а именно гравитационным тяготением, которое направлено к центру Солнца, и давлением потока излучения, которое направлено от центра к поверхности. По мере продвижения из глубины Солнца к его поверхности энергия γ-излучения постепенно уменьшается (происходит бесчисленное число актов поглощения и переизлучения их другими атомами), а само излучение отмечается на большей длине волны. Вначале это излучение проявляется как рентгеновские лучи, затем на другом уровне как ультрафиолетовое излучение и т. д. На поверхности Солнца большая часть излучения — это видимый свет.

Чем же характерны отдельные слои Солнца? На удалении около 700 000 км от центра находится фотосфера Солнца. Здесь солнечный газ становится прозрачным. При наблюдении за Солнцем извне фотосфера и есть тот наиболее глубокий уровень, который доступен наблюдению. От фотосферы Солнца Земля получает большую часть света и тепла. Температура фотосферы равна 6000 К.

Спектр излучения фотосферы непрерывен со всеми видимыми длинами волн, ее толщина 100—200 км. На уровне фотосферы наблюдаются солнечные пятна, которые имеют самое непосредственное отношение к рассматриваемой нами проблеме. К ним мы вернемся позже,

Выше над фотосферой расположен так называемый обращающий слой толщиной около 100 км. Здесь многие атомы или нейтральны, или однократно ионизованы. Под действием излучения атомы возбуждаются и затем, переходя обратно в основное состояние, излучают. Излучение происходит в любом направлении независимо от направления поглощенных лучей. Поэтому в непрерывном спектре фотосферы возникают узкие линии поглощения (фраунгоферовы линии).

Выше обращающего слоя располагается хромосфера Солнца. Она является как кольцо красного цвета в периоды полного затмения, когда перекрывается свет фотосферы. Красный цвет хромосферы обусловлен излучением на длине волны 6563 Å водорода, из которого она состоит.

Спектр обращающего слоя и хромосферы — это линии излучения различных длин волн. Большая часть этих линий образуется теми же самыми атомами, которые создают фраунгоферов спектр. Верхняя граница хромосферы отмечается на 14 000 км, где линии ионизованного кальция перестают быть видимыми.

Температура хромосферы достигает 30 000 К.

Выше хромосферы находится корона Солнца. Она видна невооруженным глазом только во время полных затмений. Это гало белого цвета на фоне хромосферы красного цвета, а также протуберанцев, которые в виде лепестков и лучей простираются на расстояния в несколько солнечных диаметров. Температура короны достигает 1 000 000 К.

Рассмотрим подробнее протуберанцы. Они выходят за пределы хромосферы и проникают далеко в корону. Это светящиеся облака паров. Свет их представляет собой линии излучения водорода, гелия и ионизованного кальция. Температура протуберанцев колеблется в пределах 10 000-20 000 К.

Солнечная активность. Для солнечно-земной физики фундаментальным вопросом является активность Солнца. Именно она определяет степень возмущенности магнитосферы, частоту бурь, их интенсивность и, естественно, закономерности появления полярных сияний.

Основные области, с которыми связывают проблему солнечной активности,— это солнечные пятна. Но даже тогда, когда пятна на поверхности Солнца не видны, эта поверхность имеет топкую структуру. Ее сравнивали с «рисовыми зернами» или «листьями ивы» и т. п. Неоднородность солнечной поверхности обозначается термином «грануляция». Поверхностная яркость гранулы может на 10% превышать яркость окружающего фона. Гранулы возникают и исчезают непрерывно, чем-то напоминая кипение.

Между гранулами иногда образуются поры (темные области). Из нескольких объединенных друг с другом пор образуются солнечные пятна, которые чаще всего появляются парами в виде ведущего (головного) и замыкающего (хвостового) пятен. Головное пятно является западным, поскольку Солнце вращается вокруг своей оси с востока на запад.

Вначале после возникновения размер пятен увеличивается и два головных пятна быстро расходятся по долготе и спустя десять дней отстоят друг от друга на расстоянии 10—15°. Первым распадается хвостовое пятно, тогда как головное живет в четыре раза дольше. Время жизни пятен весьма различно — от нескольких часов до нескольких месяцев.

Солнечное пятно состоит из ядра (тени) и окружающей ядро полутени. Ядро занимает около 1/5 всей площади пятна. Относительное число солнечных пятен R принято как мера солнечной активности. Подсчет ведется по формуле

R = k(10g + f),

где g — число возмущенных областей (в которое входит число групп пятен, а также отдельные изолированные пятна), f — общее число пятен независимо от того, находятся ли они в группах или нет. Постоянная k определяется инструментом наблюдения. Применительно к цюрихскому телескопу с отверстием 8 см и увеличением 64 величина k = l. Эта методика принята в Цюрихской обсерватории, в которую поступают и данные многих обсерваторий мира.

Методика расчета, принятая на Гринвичской обсерватории, основана на измерении полной площади солнечных пятен по фотографиям. Сопоставление обеих характеристик показывает, что они изменяются со временем достаточно синхронно. На основании анализа солнечных данных начиная с 1749 г. было показано, что средний период между двумя последовательными максимумами солнечной активности составляет 11,1 года. При этом отдельные периоды имели продолжительность 7, а некоторые 17 лет. Максимумы солнечной активности также отличаются один от другого. Так, в максимумы 1870 и 1974 гг. солнечных пятен было в три раза больше, чем в 1816 г. — в период самого низкого максимума. В 1957—1958 гг. максимум солнечной активности был еще больше (рис. 1).

Рис. 1. Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен с 1750 г.

Рис. 2. Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен R и приближенных средних широт солнечных пятен (закон Шперера) за 1933—1953 гг.

Буквами в кружках обозначены полярности биполярных солнечных пятен (закон полярности солнечных пятен)

Представляет научный и практический интерес распределение солнечных пятен по широте. Установлено, что с изменением числа солнечных пятен в течение 11-летнего цикла солнечной активности постепенно изменяется и средняя широта, на которой появляются пятна (рис. 2). Видно, что в начале каждого цикла, когда число появляющихся пятен растет от минимума к максимуму, новые солнечные пятна расположены в поясе широт ±30°. Затем они возникают все ближе к солнечному экватору и в период максимума их средняя широта составляет ±16°, а при следующем максимуме даже ±8°. Вблизи минимума солнечной активности пятна старого и нового циклов наблюдаются одновременно: первого — на низких широтах, второго — в высоких. Это закон Шперера.

Долгоживущие пятна могут наблюдаться несколько раз, т. е. в течение нескольких периодов вращения Солнца. Пятно вблизи экватора возвращается к своей исходной точке в среднем через 25,0 дня, а на широте ±30° — через 26,2 дня. Это сидерический (истинный) период вращения. Но поскольку Земля должна «догонять» Солнце (Солнце вращается в том же направлении, в каком Земля обращается вокруг него), то для наблюдателя, находящегося на Земле, это время удлиняется. Оно равно 26,9 дня, если пятно находится на солнечном экваторе, и 28,3 дня — на широте ±30°. Это синодические периоды вращения. Период вращения изменяется с широтой по той причине, что Солнце — газообразное тело.

Как правило, группа солнечных пятен окружена факельными полями. В этих областях фотосфера несколько ярче, чем в остальных местах, видных в белом свете. Факелы состоят из ярких полосок, прожилок и неправильных лоскутков. В таких факельных полях появляются и активные протуберанцы, которые связаны с солнечными пятнами, а также вспышки и возбуждаемые области в короне. Факелы возникают незадолго до образования солнечного пятна и продолжают существовать и после исчезновения пятна. Время их жизни в три раза больше времени жизни пятна. Считается, что факелы — это те области, где турбулентность и конвекция поднимают нагретые газы более глубоких уровней вверх.

На шпротах выше ±40° солнечные пятна встречаются исключительно редко. Однако факелы наблюдаются даже на широтах 60—80°. Правда эти факелы несколько иного вида. Они малы, имеют вид ярких крапинок диаметром 5000—10 000 км, время их жизни непродолжительно. Эти факелы (полярные) чаще всего встречаются в периоды, близкие к минимуму солнечной активности.

Важной характеристикой солнечного пятна является его магнитное поле. Его наличие было подтверждено путем измерения эффекта Зеемана, по которому одиночные спектральные линии многих элементов расщепляются на две или более линии, когда излучаются в магнитном поле. Измерение эффекта Зеемана позволяет по расстоянию между компонентами определить величину напряженности поля. Кроме того, изменение магнитного поля на обратное меняет поляризацию излучаемой волны. Поэтому с помощью спектрографа можно различать северную и южную полярность магнитного поля. Величина магнитного поля в большом солнечном пятне составляет около 3000 Гс.

Для большинства больших солнечных пятен характерно биполярное магнитное поле, т. е. когда одно пятно пары имеет северную полярность, а другое — южную. Как правило, головное пятно в северном полушарии Солнца южной полярности, а хвостовое — северной. В южном полушарии — наоборот. В следующем солнечном цикле все обращается. Поэтому если требовать от всех основных параметров повторения из цикла в цикл, то следовало бы принять цикл равным не 11 лет, а 22 года; повторение направления магнитного поля солнечных пятен происходит только через 22 года.

Эффективная температура солнечного пятна составляет около 4500 К, тогда как соседняя фотосфера имеет 6000 К. Таким образом, в области солнечного пятна работает какой-то физический механизм, способный поддерживать на большой площади такой перепад температуры (более чем на 1000 К).

Глубина солнечного пятна порядка 10 000 км. В центре пятна конвективные потоки гораздо сильнее, поэтому газы растекаются радиально через вершину «кратера» солнечного пятна. Скорость этого растекания составляет порядка 2 км/с. Непосредственным следствием этого эффекта является охлаждение пятна. Вещество, поднимаемое вверх против силы тяготения, увеличивает свою потенциальную энергию, и этот прирост берется из запаса тепловой энергии.

Солнечные вспышки. В центрах активности время от времени происходят солнечные бури, когда за относительно короткое время преобразуется большое количество энергии. Во время солнечной бури наблюдается внезапное увеличение яркости излучения в линии Н_α, которое называется солнечной вспышкой. При солнечной вспышке часть солнечной атмосферы площадью 25 млрд. км² (площадь большого солнечного пятна) в десятки раз увеличивает свою яркость в свете водородной линии. Максимум свечения вспышки достигается через 5—10 мин после ее возникновения. Вспышки всегда образуются в областях ярких водородных флоккулов, которые связаны с солнечными пятнами. На удалениях больше 10⁵ км от солнечного пятна вспышки наблюдаются редко.

Излучение вспышки происходит главным образом в отдельных спектральных линиях. Это — линии водорода Н_α (6563 Å), Н_β (4861 Å) и другие линии серии Бальмера.

С линией Н_α сравнимы по интенсивности линии Н⁺ (3968 Å) и К⁺ (3934 Å) однажды ионизованного кальция. Имеются также линии нейтрального гелия, ионизованного железа и ряда атомов других металлов, которые обнаружены в хромосфере. Но интенсивности этих излучений меньше.

Наблюдаются также интенсивные рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучение. В некоторых случаях увеличивается и яркость белого света над всей областью вспышки. До больших высот в корону выбрасываются облака плазмы, часть которых распространяется даже за пределы земной орбиты.

Полная мощность энергии, излучаемой в линии Н_α, может достигать 10²⁶ эрг/с в максимуме.

В зависимости от площади области, излучающей в линии Н_α, различают пять классов вспышек. Они обозначаются: S (субвспышки), 1, 2, 3, 4. К этим цифрам присоединяются вспомогательные индексы f, n, b для указания слабой, нормальной и яркой вспышек соответственно. Во время Международного геофизического года (МГГ) (1957—1958 гг.), который был периодом исключительно высокой активности Солнца, произошло около 6656 вспышек.

Солнечные вспышки связаны с двумя типами рентгеновского излучения. Первый — это «мягкая» тепловая компонента, обусловленная атомными переходами. Генерируемое рентгеновское излучение в интервале длин волн от 1 до 100 Å (диапазон энергий от 124 эВ до 12,4 кэВ). Второй тип — «жесткое» рентгеновское излучение с энергиями от 10 кэВ до 1 МэВ и длиной волн 0,0124—1,24 Å. Это тормозное излучение, которое вызывается столкновениями нетепловых электронов с окружающими ядрами.

Всплески рентгеновского излучения производят увеличение ионизации в нижней ионосфере Земли (слой D), так называемые внезапные ионосферные возмущения (SID) и др. Возмущенные области излучают также радиоволны. Имеется пять типов таких волн (I—V). Это радиоизлучение генерируется заряженными частицами, которые ускоряются в области вспышки. В самой ранней стадии вспышки электроны становятся высокоэнергичными. Они движутся вверх вдоль магнитных силовых линий солнечного пятна и взаимодействуют с плазмой солнечной короны, заставляя ее колебаться и излучать на определенной частоте.

Колебания плазмы наблюдаются на Земле в виде коротких всплесков радиоизлучения типа III.

Релятивистские электроны движутся по спирали вокруг силовых линий солнечного пятна и излучают синхротронное излучение, которое наблюдается как всплески радиоизлучения типа V во время начальной фазы вспышки. Некоторые из этих электронов движутся вниз и сталкиваются с ядрами водорода, в результате чего возникают всплески тормозного рентгеновского излучения. Между радиоизлучением в сантиметровом диапазоне и вспышками рентгеновского излучения имеется тесная связь.

Наиболее интересным для проблемы солнечно-земной физики является радиоизлучение типа IV. Обычно оно продолжается в течение нескольких часов после прекращения оптической вспышки.

Кроме электромагнитного излучения, во время второй фазы хромосферной вспышки происходит выброс солнечных частиц, которые обладают энергиями от 1 кэВ до 15 ГэВ (для протонов). Это солнечные космические лучи с энергией от 100 кэВ до 100 МэВ и облака плазмы, в которых протоны имеют энергию порядка 0,5—1,5 кэВ.

Первые два типа частиц (протоны и небольшое количество тяжелых ядер) образуются в результате процессов ускорения во время самой ранней стадии вспышки. Эти частицы доходят до орбиты Земли, которая в результате окружается протонами высокой энергии. Эти высокоэнергичные заряженные частицы почти не влияют на межпланетное и геомагнитное поле: плотность энергии их слишком мала.

Иначе обстоит дело с облаками плазмы. В них плотность частиц достигает 1—25 см^-3, энергия — 10 кэВ. При таких концентрациях существует очень сильное электростатическое взаимодействие между протонами и электронами облака плазмы. Это заставляет частицы противоположного заряда двигаться вместе. При движении такого облака в солнечной атмосфере возбуждаются плазменные колебания, наблюдаемые на Земле как радиовсплески типа II. Частота этого излучения уменьшается от 200 до 10 МГц примерно за 10 мин. Скорости облака плазмы находятся в пределах 200—1500 км/с. Эти скорости сравнимы со скоростями плазмы, которая вызывает магнитосферные бури. Поэтому можно предположить, что радиоизлучение типа II свидетельствует об уходе от Солнца плазмы, вызывающей бурю.

Облака плазмы в отличие от высокоэнергичных протонов способны исказить межпланетные магнитные поля. Это повлияет на движение галактических космических лучей. Важно отметить еще раз, что выброс облака плазмы из вспышек сопровождается радиовсплесками типа II. На это также указывает движение вверх области генерации излучения типа IV. Корона вблизи области вспышки становится очень горячей и излучает как мягкое рентгеновское излучение, так и интенсивное ультрафиолетовое и далекое ультрафиолетовое излучение. Рис. 3 позволяет судить об основных процессах, которые происходят во время типичной солнечной бури.

Мы не будем рассматривать солнечные космические лучи и электроны высоких энергий. Они представляют малый интерес для проблемы полярных сияний. Остановимся на процессах выброса и движения к Земле облаков солнечной плазмы, которая вызывает на Земле магнитные бури и полярные сияния, а также другие сопутствующие явления.

Солнечный ветер. Длительное время считалось вполне естественным, что за пределами короны Солнца находится пустое пространство. В таком случае выброс (инжекция) облака солнечной плазмы во время солнечной бури должен происходить в свободное пространство. Однако дальнейшие исследования показали, что из поверхности Солнца непрерывно истекает плазма, названная солнечным ветром.

Изучение этой проблемы связывается прежде всего с именем Паркера. Он предположил, что внезапное увеличение температуры в короне над областью вспышки генерирует взрывную волну, которая распространяется сферически от точечного источника в неподвижном межпланетном газе, плотность которого падает. Структура ударной волны зависит в основном от того, каким образом энергия бури инжектируется в межпланетную плазму. Обычно продолжительность инжекции меньше, чем время, за которое волна доходит до земной орбиты. В некоторых случаях картина развивается более медленно: облако плазмы действует как поршень.

Были сделаны попытки обнаружить движущуюся солнечную плазму за фронтом ударной волны, а также солнечный ветер после прохождения ударной волны. Удалось измерить отношение Не⁺⁺⁺/Н⁺, которое довольно заметно увеличивается через несколько часов после прохождения ударной волны. Это соответствует значительному различию в составе солнечной плазмы.

Рис. 3. Схема основных процессов, которые происходят во время типичной солнечной бури

Рис. 4. Схема, иллюстрирующая механизм выталкивания диамагнитной солнечной плазмы из неоднородного магнитного поля

Для проблемы солнечно-земных связей важен вопрос о выбросе солнечной плазмы. Однако рассматривать его подробно мы не можем. Приведем только схематически возможный механизм такого выброса (рис. 4). Как видим, происходит выталкивание диамагнитной солнечной плазмы из неоднородного магнитного поля. При этом часть выброшенного вещества вызывает уярчение, которое подобно вспышке. В этом механизме до высот 2000—3000 км плазма быстро ускоряется, затем после продолжительного движения с постоянной скоростью она быстро замедляется под действием гравитации.