Лекции о Солнце - читать онлайн книгу. Автор: Сергей Язев cтр.№ 37

Но магнитные поля могут влиять только на плазму, то есть на ионизованный, а не на нейтральный газ! Это значит, что в хромосфере (по крайней мере, в верхней) не газ, а плазма! Но это может быть только при высоких температурах – гораздо более высоких, чем в фотосфере!

Анализ хромосферных спектров подтвердил предварительный вывод: температура в хромосфере выше, чем в фотосфере! Получается, что от центра Солнца к фотосфере температура падает от 15 миллионов градусов до 5–6 тысяч, а затем снова начинает подниматься, хотя плотность газа продолжает быстро уменьшаться с высотой. Температура нижней хромоферы, примыкающей к фотосфере, – 6 тысяч градусов, верхней хромосферы – уже почти 15 тысяч градусов. С ростом температуры действительно усиливается и ионизация вещества.

Если посмотреть на хромосферу Солнца на краю с хорошим разрешением, можно обнаружить, что край солнечного диска «в профиль» похож, по образному выражению российского астронома Петра Григорьевича Куликовского (1910–2003), на множество горящих травинок. Эти вытянутые вверх образования называются спикулы. Размеры этих «травинок» колоссальны: они протягиваются вертикально вверх на тысячи километров, имея ширину основания в пределах 600–1000 километров. Время существования каждой спикулы не превышает пяти минут. Горячий газ в спикулах поднимается с огромными скоростями (несколько десятков километров в секунду) из хромосферы в более высокие слои солнечной атмосферы – корону. Судя по всему, именно спикулы являются основными структурами, через которые хромосфера и корона обмениваются веществом.

В верхнем слое хромосферы плотность вещества падает до 10⁹ (миллиарда) атомов в кубическом сантиметре. Несмотря на то, что это в принципе довольно большое число, для нас это уже практически пустота, вакуум. На Земле мы привыкли к другим плотностям газа, в миллионы и миллиарды раз превышающие плотность плазмы в хромосфере Солнца.

Корона. Над хромосферой начинается внешний, самый протяженный и во многом самый загадочный слой солнечной атмосферы – корона. Корону удается увидеть во время полных солнечных затмений, когда яркое излучение фотосферы загорожено Луной. Тогда на потемневшем небе можно увидеть жемчужного цвета свечение неправильной формы, протягивающееся далеко от Солнца. Так, на снимках солнечного затмения 29 марта 2006 года, полученных в Турции Вячеславом Константиновичем Хондыревым и Эдвардом Владимировичем Кононовичем, отдельные структуры короны просматриваются на удалении 20 радиусов Солнца – а это почти 14 миллионов километров! (См. иллюстрацию на вклейке.)

Яркость короны в сотни раз меньше, чем яркость ясного дневного неба (поэтому кроме как во время затмения мы ее не видим) и в миллион раз меньше яркости фотосферы. Ее можно грубо сравнить с поверхностной яркостью Луны. При этом яркость коронального свечения быстро уменьшается по мере удаления от светила. Обычно корону подразделяют на наиболее яркую внутреннюю (удаленную от края солнечного диска не больше чем на 0,2–0,3 радиуса Солнца) и протяженную внешнюю.

Изучение спектров короны показывает, что ее свечение порождается рассеянием света, излучаемого фотосферой, на электронах в околосолнечном пространстве. Согласно сделанным оценкам, плотность частиц в короне должна быть на порядок меньше, чем в хромосфере, – примерно 10⁸ электронов в кубическим сантиметре!

Присутствие такого количества свободных электронов в короне можно объяснить только ионизацией: электроны при высоких температурах оказываются оторванными от ядер атомов. Поскольку плазма в целом должна быть нейтральной, в короне должно быть такое же количество положительно заряженных ионов (ядер атомов). Значит, общая концентрация частиц в короне в среднем должна быть порядка 2 × 10⁸ частиц в кубическом сантиметре.

Еще одно свойство короны – присутствие в ее спектре таинственных ярких линий, которые долгое время не удавалось отождествить. Доходило даже до того, что была выдвинута гипотеза о существовании здесь и только здесь особого химического элемента – корония. Однако все оказалось проще (а может быть, наоборот, сложнее). Выяснилось, что линии порождаются хорошо известными нам химическими элементами, но в особых условиях! Наиболее яркая зеленая линия оказалась продуктом излучения ионов железа Fe XIV – атомами железа, которые лишены 13 электронов! Еще одна яркая корональная линия красного цвета принадлежит железу, но девятикратно ионизованному – Fe X. Другие яркие линии принадлежат железу Fe XI, Fe XIII, никелю Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, кальцию Ca XII, аргону Ar X и другим.

Факт существования излучения этих линий говорит о чрезвычайной разреженности соответствующих ионов: при высокой плотности вещества осуществилась бы рекомбинация: ионы быстро вернули бы себе потерянные электроны. С другой стороны, чтобы оторвать у атомов такое количество электронов, нужна огромная энергия! Для этого необходимы столкновения частиц при очень высоких скоростях. Согласно расчетам, скорее всего, атомы сталкиваются с электронами, разогнанными до скоростей в несколько тысяч километров в секунду. Как мы помним, мерой скорости частиц в газе является его температура. Оценки температуры разреженной корональной плазмы дают значения порядка миллиона градусов!

Именно поэтому не наблюдаются фраунгоферовы линии в излучении внутренней короны. Огромные скорости электронов, рассеивающих солнечный свет, приводят к тому, что контуры фраунгоферовых линий из-за доплеровского эффекта сильно расширяются и размываются, в итоге слабые и сильно размытые линии оказываются совсем незаметными.

Таким образом, корона оказалась состоящей из сильно разреженной и очень горячей плазмы. Излучение короны иногда удается наблюдать не только во время затмений и не только с борта космических аппаратов. Специальные телескопы – коронографы, в которых яркий свет фотосферы закрыт искусственной Луной, обычно устанавливают высоко в горах, чтобы минимизировать яркий рассеянный свет земной атмосферы. Наиболее яркие линии излучения короны можно при этом успешно наблюдать.

Многие годы высокая температура хромосферы, и уж тем более очень высокая температура короны оставались серьезной проблемой для гелиофизиков. Почему, несмотря на быстрое падение плотности вещества в солнечной атмосфере, температура внезапно начинает нарастать после минимума в фотосфере? Почему на расстоянии в несколько тысяч километров (мизерная величина для Солнца) температура газа делает тысячекратный скачок – от нескольких тысяч градусов в хромосфере до миллиона (а, скорее всего, и до двух-трех миллионов) градусов в короне?

Честно говоря, окончательно эта задача не решена и поныне, хотя принципиальные пути ее решения уже давно понятны. Похоже, что высокая температура короны объясняется конвекцией в наружном слое Солнца. В конвективной зоне генерируется огромное количество различных колебаний и волн. Эти волны распространяются вверх, в хромосферу и корону, и переносят туда достаточно большую энергию, которая передается частицам в корональных слоях и сообщает им гигантские скорости. Детали этих процессов нуждаются в подробном изучении, но общая концепция, похоже, правильна. На сегодняшний день это парадигма (основная теория, которой придерживаются большинство ученых). Поскольку в пользу данной идеи говорят множество фактов и не противоречит ни один, скорее всего, эта идея после изучения и уточнения физических механизмов происходящего займет свое место в учебниках и энциклопедиях.