Лекции о Солнце - читать онлайн книгу. Автор: Сергей Язев cтр.№ 36

Конвективная зона играет огромную роль в «жизни» Солнца. Вращение светила, сохранившееся с древних времен, взаимодействует с конвекцией и приводит к появлению важнейших эффектов на Солнце.

Первый из них – это появление феномена дифференциального вращения. Этот эффект оказывается характерным именно в конвективной зоне; ниже (в зоне лучистого равновесия) Солнце вращается как твердое тело, не дифференциально.

Второй эффект – это усиление на дне конвективной зоны магнитного поля, о котором речь пойдет ниже. Есть основания полагать, что в глубине конвективного слоя существует слой с большой напряженностью магнитного поля. Избыток тепловой энергии переходит не только в энергию конвективных движений, но и в энергию магнитного поля. Магнитные поля, сформировавшиеся в недрах Солнца, прорываются на поверхность Солнца, определяя огромный массив сложных процессов и явлений, которые называются солнечной активностью.

В пределах конвективной зоны значительная часть поступающей снизу энергии переносится наружу уже не только с помощью электромагнитного излучения, но и за счет перемещения, круговорота громадных масс раскаленного газа. Здесь образуются конвективные восходящие потоки разных размеров – от громадных конвективных ячеек, сопоставимых с толщиной конвективной зоны (эти ячейки допускаются теорией, но с трудом обнаруживаются экспериментально), до сравнительно небольших ячеек конвекции вблизи фотосферы с характерным размером около 1000–1500 километров.

Последние ячейки (верхушки всплывающих конвективных элементов) прекрасно видны на фотосфере в виде так называемой грануляции (этот чрезвычайно удачный термин был предложен английским священником и любителем астрономии Уильямом Реттером Доусом (1799–1868) в 1864 году). Подобная картина наблюдалась в телескопы при хорошем качестве изображений еще более 300 лет назад: именно ее Гершель сравнивал с кожурой апельсина. При более внимательном рассмотрении с помощью хороших телескопов картина напоминает верхний слой гречневой (или рисовой – кому как больше нравится!) каши. Отличие от каши состоит в том, что каждая гранула имеет размер более 1000 километров и существует в среднем 5–10 минут. Гранулы быстро распадаются, на их месте возникают новые. Грануляция отражает конвективные процессы в самом поверхностном слое конвективной зоны, под самой фотосферой.

На уровне фотосферы газ становится прозрачным, здесь температура оказывается самой низкой на Солнце (от 4200 до 5800 градусов). С этого уровня мощное излучение – уже не гамма-лучи, как в ядре светила, но вся шкала электромагнитных волн от рентгена до радиоволн, – беспрепятственно уходит в окружающее пространство. С этого уровня, как уговорились гелиофизики, заканчивается собственно Солнце и начинается солнечная атмосфера.

Конвективная зона оказывает большое влияние на солнечную атмосферу. Советский и российский гелиофизик Эдвард Владимирович Кононович (1931–2017) сравнивал эту зону с тепловой машиной, в которой тепловая энергия частично переходит в механическую (движения плазмы), а затем снова в тепло. Упорядоченные (конвективные) и хаотические (турбулентные) движения газа в конвективной зоне порождают различные типы волн, которые, распространяясь вверх в атмосферу Солнца, переносят туда часть энергии.

Все, что находится над конвективной зоной, включая фотосферу, гелиофизики условно называют атмосферой Солнца. Она традиционно подразделяется на три слоя.

Фотосфера (сфера света). Этот слой, как уже было указано, отличается самой низкой температурой на Солнце (4–6 тысяч градусов). Он непрозрачен, толщина этого слоя – всего несколько сотен километров. Судя по наличию фраунгоферовых линий в спектре излучения Солнца, которое попадает в наши приборы именно из фотосферы, здесь присутствует множество типов атомов. Сравнительно низкая температура приводит к тому, что здесь подавляющее большинство атомов остаются неионизованными. Основной элемент – водород – здесь находится в нейтральном состоянии (каждый протон связан со своим электроном). Плотность газа в фотосфере сравнительно невысока: в кубическом сантиметре находятся 10¹⁵–10¹⁷ атомов. Для сравнения: вблизи поверхности Земли число молекул воздуха в кубическом сантиметре составляет примерно 2,7 × 10¹⁹ частиц. Другими словами, плотность газа в фотосфере близка к плотности земной атмосферы на больших высотах – от 30 до 60 километров над уровнем моря! Среднее давление газа здесь примерно в 10 раз меньше атмосферного у поверхности Земли.

Хромосфера (сфера цвета). Над фотосферой простирается следующий слой, именуемый хромосферой. Во время солнечных затмений, когда ярко светящаяся фотосфера Солнца закрыта, как маской, непрозрачным диском Луны, внимательные наблюдатели уже давно видели тонкую красно-розовую серповидную полоску, охватывающую загороженное Луной Солнце. Окрашенность этого слоя породила его название (от греческого слова «хромос» – цвет). Толщина хромосферы существенно неоднородна – от 2,5 тысяч до 12 тысяч километров над уровнем фотосферы.

Плотность газа здесь продолжает падать по мере удаления от Солнца. Этот крайне разреженный газ почти прозрачен, и в обычных условиях он не виден. Если сфотографировать спектр хромосферы во время солнечного затмения, мы обнаружим, что непрерывный спектр практически погас (он излучается фотосферой, а не хромосферой), а темные линии Фраунгофера превращаются в яркие. Фотографируя диск Солнца в свете одной из таких линий (например, в свете линии нейтрального водорода Н-альфа или линии К ионизованного кальция), мы получим так называемую спектрогелиограмму, на которой будет видно излучение, приходящее только из хромосферы. Для той же цели можно использовать так называемые интерференционно-поляризационные фильтры (ИПФ), впервые примененные в начале 1930 годов французским исследователем Бернаром Лио (1897–1952). ИПФ представляют собой стопу специально обработанных стекол и поляроидов. Они пропускают свет только в очень узком диапазоне длин волн. Если настроить такой фильтр точно на длину волны, соответствующую излучению какой-нибудь хромосферной линии, мы получим изображение хромосферы Солнца в свете этой линии.

Картина хромосферы оказывается неожиданно разнообразной. Здесь явственно проявляются конвективные ячейки больших размеров (так называемые супергранулы со средним размером порядка 30 тысяч километров). На границах супергранул, как правило, возникают участки усиленного магнитного поля, которые хорошо видны как яркие (в центре линии) или темные узелки (в крыльях линий). Хотя конвекция в хромосфере уже не наблюдается (она подавлена в фотосфере), некоторые проявления конвекции в виде сгущений магнитных полей протягиваются в вышележащие слои и хорошо видны.

Кроме того, в хромосфере наблюдаются многочисленные и разнообразные структуры из плазмы, формируемые магнитными полями. Особенность хромосферы заключается в том, что здесь движениями газа, особенно в верхних слоях, управляют магнитные поля.

Специалисты по физике плазмы применяют свой профессиональный жаргон, говоря о «вмороженности» плазмы в магнитное поле. Это значит, что магнитное поле тесно связано с процессами в ионизованном газе: плазма может перемещаться вдоль направления поля, в перпендикулярном же направлении ее движение существенно затруднено. Соответственно, потоки вещества в хромосфере управляются магнитными полями: опытные гелиофизики, рассматривая хромосферные фильтрограммы Солнца, сразу видят, где и как расположены магнитные поля, где проходят их границы и даже как распределены знаки поля. Картина верхней хромосферы в этом смысле напоминает изображения металлических опилок в магнитном поле во время школьного опыта по физике: потоки плазмы трассируют силовые линии поля. Именно наблюдения таких хромосферных структур на спектрогелиограммах позволило столетие назад Хэйлу сделать вывод о присутствии на Солнце магнитных полей. Поскольку в хромосфере давление, порождаемое магнитными полями, гораздо больше газового давления, сложная сетка магнитных полей формирует столь же сложную структуру хромосферы.