Астронет > Солнце

Астронет: М. А. Лившиц, "Физика Космоса", 1986 Солнце
http://www.variable-stars.ru/db/msg/eid/FK86/sun

Солнце

Содержание:

1. Введение
2. Солнце как звезда
3. Фотосферные явления
4. Хромосфера и корона
5. Магнитные поля и солнечная активность
6. Вспышки на Солнце и их воздействие на Землю

1. Введение

Солнце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии С., его строение, образование спектра, явл. общими для физики С. и звёзд. Для земного наблюдателя уникальность С. состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность к-рой можно подвергнуть детальному изучению. Непосредственно с поверхности Земли С. изучают радио- и оптич. методами. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширить исследуемый диапазон частот эл.-магн. излучения С., а также приступить к детальному исследованию его корпускулярного излучения. Всё многообразие солнечных явлении, раскрытое этими методами: зернистая (грануляционная) структура поверхности (фотосферы), сложные изменения яркости и движений в её отдельных активных центрах, процессы в самых внешних, разреженных слоях атмосферы - хромосфере и короне, в частности солнечные вспышки, образование протуберанцев, солнечного ветра,- свойственно, вероятно, не только С., но и др. звёздам. Поэтому физика солнечных явлений имеет огромное значение для развития астрофизики в целом.

2. Солнце как звезда

Рис. 1. Фотография диска Солнца.
Заметно потемнение диска к краю,
видны пятна.

Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1). Радиус Солнца R $_\odot$ = 6,96^.10¹⁰ см, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса С. ${\mathfrak M}_\odot$ = 1,99^.10³³ г, т. е. в 333 000 раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Ср. плотность солнечного вещества 1,41 г/см⁸, что составляет 0,256 ср. плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и ок. 2% др. элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности С. $g=G{\mathfrak M}_\odot / R_\odot$ = 2,74^.10⁴ см/с². Вращение С. имеет дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4^o за сутки), чем высокоширотные зоны (~10^o за сутки у полюсов). Ср. период вращения С. 25,38 сут, скорость на экваторе ок. 2 км/с, энергия вращения (определённая по вращению поверхности) составляет 2,4^.10⁴² эрг. Мощность излучения С.- его светимость L $_\odot$ ≈ 3,86^.10³³ эрг/с (3,86^.10²⁶ Вт), эффективная температура поверхности Т_э= 5780 К. С. относится к звёздам-карликам спектрального класса G2. На диаграмме спектр - светимость (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) С. находится в ср. части главной последовательности, на к-рой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса к-рых составляет всего лишь 0,13% ${\mathfrak M}_\odot$ (см. Планеты), но на них приходится ок. 98% момента количества движения всей Солнечной системы (см. Происхождение Солнечной системы).

Под действием гравитации С., как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой темп-ры и плотности внутр. слоев С. В центре С. темп-ра Т ≈ 1,6^.10⁷ К, плотность ≈ 160 гћсм^-3. Столь высокая температура в центральных областях С. может поддерживаться длительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода. Эти реакции и явл. осн. источником энергии С.

Из Планка закона излучения следует, что при темп-рах, характерных для центра С., осн.энергия излучения приходится на рентг. диапазон. Из центральной области С. до его поверхности эл.-магн. излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ∼ 1 млн. лет, при этом его спектр существенно изменяется (напомним, что путь, в 200 раз больший,- от С. до Земли - свет проходит за время ≈ 8 мин).

В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерных реакций в центре С., доходят до нас практически не поглощаясь. Поэтому методы нейтринной астрономии в принципе позволяют получать данные непосредственно о внутр. областях С.

Рис. 2. Радиальное распределение массы ${\mathfrak M}_r$
(в процентах от полной массы Солнца), плотности r_r,
температуры T_r,. и энергии излучения $\varepsilon _r$
(в процентах от полной энергии излучения Солнца),
характерное для Солнца. По горизонтальной оси -
расстояние от центра Солнца в долях солнечного радиуса.

В недрах С. атомы (в основном это атомы водорода) находятся в ионизованном состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано гл. обр. с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов (с их фотоионизацией, см. Ионизация). Однако таких элементов в недрах С. мало. Движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощение в ионизованном газе центральной области С. всё же относительно мало. По мере удаления от центра С. темп-ра и плотность газа падают (рис. 2), и на расстояниях, больших 0,7-0,8 R $_\odot$ , уже могут существовать нейтральные атомы (в более глубоких слоях - атомы гелия, ближе к поверхности С.- атомы водорода). С появлением нейтральных атомов, особенно многочисленных атомов водорода, резко возрастает поглощение, связанное с их фотоионизацией. Перенос энергии излучением сильно затрудняется. Включается др. механизм переноса энергии - развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным (см. Конвекция). Протяжённость по высоте солнечной конвективной зоны $\gg$ 150 тыс. км. Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы - порядка 1 м/с, в тонком верхнем слое они достигают 2-3 км/с.

Рис. 3. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линии - результаты измерений, штриховые - распределение энергии в спектре абсолютно чёрного тела с температурой T $\gg$ 6000&mnsp;К (или с T = 10⁴ К и 10⁵ в длинноволновой части спектра). Для волн длиннее 30 мкм порядки величин потоков указаны отдельно (близ кривых).

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С. к внеш. наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое - фотосфере, имеющем толщину ¹/₂₀₀₀ R $_\odot$ ≈ 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное оптич. излучение фотосферы. В первом приближении можно считать, что фотосфера испускает непрерывное тепловое излучение как абсолютно чёрное тело, нагретое примерно до 6000 К (рис. 3). Верхнюю часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающим слоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда наз. фраунгоферовыми линиями (см. Атмосферы звёзд, Спектральные линии). В спектре С. отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70 хим. элементов. Наиболее обилен водород, атомов гелия примерно в 10 раз меньше, атомов всех других элементов - меньше тысячной доли числа атомов водорода. В областях с меньшими температурами (~ 4000-5000 К) образуются простейшие молекулы: СН, CN и др.

Внеатмосферные и радиоастрономич. методы позволили измерить солнечное излучение в широком интервале длин волн: от 0,001 $\AA$ (10^-11 см) до 1 км. Практически вся энергия излучения С. заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 $\AA$ до 0,5 см. В этом диапазоне фотосферное излучение близко к излучению абсолютно чёрного тела с T ≈ 6000 К. Лишь на самых краях диапазона яркостная температура фотосферного излучения падает до ≈ 4500 К в УФ-диапазоне (1800-3000 $\AA$ ) и до 5200 К в далёкой ИК-области (λ ≈ 5 мкм). Небольшое уменьшение темп-ры связано с тем, что в этих длинах волн наблюдаются верхние, несколько более холодные части фотосферы. Падение темп-ры фотосферы с высотой объясняет также потемнение к краю диска С. (рис. 4) (на краю диска при касательном направлении луча зрения видны лишь поверхностные слои).

Рис. 4. Распределение интенсивности солнечного излучения по диску Солнца, зарегистрированное болометром для лучей различных цветов. Хорошо заметно потемнение диска к краю, особенно в ультрафиолетовых лучах.

В радиодиапазоне и коротковолновой области спектра излучение существенно отличается от фотосферного. В радиодиапазоне оно остаётся непрерывным, однако его яркостная темп-ра Т_я начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне Т_я $\gg$ 6000К, при λ ≥ 1 см Т_я ≈ 10 000К и монотонно возрастает до 10⁶K в диапазоне λ от 3 до 100 см. Это объясняется тем, что внеш. разреженные части солнечной атмосферы - хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачными в радиодиапазоне, и с увеличением длины радиоволн излучение поступает к нам от всё более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значит. изменения, как медленные, так и более быстрые (всплески). Последние связаны с нетепловыми плазменными процессами (см. Радиоизлучение Солнца).

При темп-рах ~10⁴ К (хромосфера) и ~10⁶ (корона), а также в переходном слое с промежуточными темп-рами появляются ионы различных элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленны в коротковолновой области спектра (λ < 1800 $/AA)$ . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L_a (1216 $/AA$ ) и линия нейтрального (584 $/AA$ ) и ионизованного (304 $/AA$ ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Рис. 5. Физические характеристики слоёв Солнца: r - плотность, Т - температура, р - давление,
n - число частиц в 1 см³. Толщина фотосферы и хромосферы на рисунке несколько преувеличена.

Физ. характеристики различных слоев приведены на рис. 5 (условно выделена нижняя хромосфера толщиной ≈ 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верхней атмосферы С.- хромосферы и короны - может быть обусловлен механич. энергией, переносимой волнами, возникающими в верхней части конвективной зоны, а также диссипацией (поглощением) энергии электрич. токов, генерируемых магн. полями, движущимися вместе с конвективными потоками.

Существование на С. поверхностной конвективной зоны обусловливает ещё ряд явлений. Ячейки самого верхнего яруса конвективной зоны наблюдаются на поверхности С. в виде гранул (см. Грануляция). Более глубокие крупномасштабные движения во втором ярусе зоны проявляются в виде ячеек сверхгрануляции и хромосферной сетки. Имеются основания считать, что конвекция в ещё более глубоком слое наблюдается в виде гигантских структур - ячеек с большими, чем сверхгрануляция, размерами.

Большие локальные магн. поля в зоне ± 30^o от экватора приводят к развитию т. н. активных областей с входящими в них пятнами. Число активных областей, их положение на диске и полярности пятен в группах изменяются с периодом ≈ 11,2 года. В период необычайно высокого максимума 1957-58 гг. активность затрагивала практически весь солнечный диск. Кроме сильных локальных полей на С. имеется более слабое крупномасштабное магн. поле. Это поле меняет знак с периодом ок. 22 лет и близ полюсов обращается в нуль в максимуме солнечной активности.

3. Фотосферные явления

Солнце, видимое с Земли,- это круг со средним угловым диаметром 1920''. При спокойных атмосферных условиях солнечный телескоп позволяет "увидеть" детали размером ~ 1'', что на расстоянии в 1 а. е. соответствует ≈ 700 км.


Рис. 6. Грануляция солнечной фотосферы.	Рис.7. Солнечное пятно

Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы (рис. 6), их размеры различны и составляют в среднем ≈ 700 км, "время жизни" (появление и угасание гранулы) ≈ 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной ок. 300 км. Флуктуации яркости, вызываемые грануляцией, невелики. Превышение яркости над ср. фоном $\lesssim$ 10%.

Часто в областях, располагающихся в зоне ± 30^o от экватора, кроме спокойной грануляционной картины наблюдаются солнечные пятна и факелы. Телескоп позволяет различать тёмный овал (т.н. тень пятна), окружённый более светлой полутенью (pиc. 7). Характерный размер развитого пятна составляет ≈ 35000 км. Диаметр тени примерно вдвое меньше. Близ тени появляются отдельные яркие участки, к-рые в виде узких струй (диаметр D ≈ 700 км) растекаются к периферии пятна. Они образуют характерную волокнистую структуру полутени. Время жизни отдельных волокон ≈ 30-60 мин. В самой тени пятна также наблюдаются слабоконтрастные флуктуации яркости - очень маленькие светлые точки (D ≈ 350 км), живущие 15-30 мин. Их отождествляют с "остаточной" грануляцией в условиях сильного магн. поля тени пятна. Поток лучистой энергии в тени пятна ослаблен примерно в 3 раза, что явл. следствием понижения темп-ры от 6000 до 4500 К. Это понижение темп-ры отражается и на спектре пятен: усилены спектр. линии более низкого возбуждения, молекулярные полосы. Видно также, что линии несколько сдвинуты в коротковолновую область. Это позволяет установить (на основе Доплера эффекта), что на уровне фотосферы (в области образования изучаемых линий) газ вытекает из пятна (эффект Эвершеда). Движение наружу - от тени к периферии - характер, но лишь для тёмных, 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 её ярких элементов (групп гранул) и составляет ок. 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гранул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца (самое большое пятно - до неск. 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 С. Волокна факелов отчётливо видны лишь около края диска С. (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10-20%. Поскольку около края диска просматриваются поверхностные слои, то такое превышение яркости свидетельствует, что темп-ра верхних слоев факела примерно на 300 К выше, чем невозмущённой фотосферы.

Рис. 8. Распределение температуры Т, концентрации нейтрального водорода n и свободных электронов n_e в фотосфере и нижней хромосфере (h - высота в км).

Распределение темп-ры и плотности с высотой в фотосфере и нижней хромосфере приведено на рис. 8. Поскольку в факеле при оптической толще 0,1-1 темп-ра несколько выше, чем на тех же уровнях в фотосфере, градиент темп-ры - скорость её уменьшения с высотой - в факеле меньше, чем в фотосфере.

4. Хромосфера и корона

Излучение верхних слоев солнечной атмосферы слабее фотосферного не менее чем в 10 тыс. раз. Поэтому даже ничтожная доля света фотосферы, рассеянная в земной атмосфере или в оптич. частях телескопа и спектрографа, создаёт столь высокий фон, что прямыми методами не удаётся регистрировать слабое излучение хромосферы и короны. Для этих целей в принципе применяются 2 метода (прямые наблюдения возможны во время солнечных затмений). В первом методе обычно производят искусственное экранирование диска С. Этот метод позволяет наблюдать хромосферу и корону за краем диска С., вообще говоря, только в плоскости полученного изображения, что ограничивает возможности изучения развития явлений большой длительности. Второй метод - изучение внеш. атмосферы в проекции на диск С.- основан на непрозрачности хромосферы и короны в свете нек-рых линий, поскольку излучение на частотах центра ряда спектр. линий (водородной Н_a, линий Н и К ионов CaII и др.) образуется выше фотосферы - в хромосфере. Оптич. толща хромосферы для этих частот >>1, так что свет фотосферы в этих частотах до наблюдателя не доходит. Исследование названных линий позволяет изучать особенности структуры атмосферы на высотах 1000-3000 км [линия К (CaII) образуется в несколько более высоких слоях, чем Н_a]. Внеатмосферные наблюдения позволили получить изображения С. в длинах волн лаймановской линии водорода Z_a(1216 $/AA$ ) и линиях гелия (584 и 304 $/AA$ ), а также в коротковолновых корональных линиях. Применение этого метода требует выделения узкого спектр. интервала сложным интерференционно-поляризационным фильтром (см. Светофильтры) или спектрографом. Независимые данные о внеш. атмосфере С., правда с меньшим пространственным разрешением по поверхности, получаются из радионаблюдений на длинах волн λ $\lesssim$ 1 см.

Хромосфера вне диска С. (за лимбом) представляется излучающим (эмиссионным) слоем протяжённостью ≈ 10 000 км. Нижняя хромосфера (от края С. до высот ≈ 1500 км) излучает слабый непрерывный спектр, на фоне к-рого видны многочисленные, в основном слабые, эмиссионные линии. В проекции на диск С. они наблюдаются как линии поглощения на ярком фоне фотосферного излучения. Характеристики эмиссионного спектра позволяют определить физ. условия в нижней хромосфере (см. Линейчатое излучение). Данные наблюдений линий нейтрального железа (FeI), титана (TiI) и т. д. говорят о низкой темп-ре этого слоя (Т ≈ 5000 К); по интенсивности линий можно найти n - число атомов в 1 см³. Напр., на высоте ~1000 км число атомов водорода n_H ~ 10¹³ см-³.

Интенсивность многочисленных слабых эмиссионных линий резко уменьшается с высотой в соответствии со спадом плотности по экспоненциальному закону (см. Барометрическая формула). Выше 1500 км наблюдаются лишь сильные линии водорода Н_a (6563 $/AA$ ), Нр (4861 $/AA$ ) и др., гелия D₃ (5876 $/AA$ ) и 10 830