Полная версия

Главная arrow Математика, химия, физика arrow Вращение Земли от архея до наших дней

  • Увеличить шрифт
  • Уменьшить шрифт


<<   СОДЕРЖАНИЕ ПОСМОТРЕТЬ ОРИГИНАЛ   >>

СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И ЕЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ

Солнце и его атмосфера

Наше светило Солнце - это звезда главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рассела (диаграммы «температура - светимость»), относится к спектральному классу G2 по Гарвардской классификации. Значения основных параметров, определяющих физическое состояние плазменного шара, каковым практически является Солнце, согласно [41; 124], следующие. Масса Солнца М0 = 1,99 • Ю30 кг, радиус видимого солнечного диска принимают равным Rq = 6,96 • 108 м. Отсюда получается, что средняя плотность равна 1,41 • 103 кг/м3, однако от центра светила до расстояния г = 0,8Rq содержится 0,99 массы Солнца, поэтому вблизи поверхности (г = 0,995Rq) плотность солнечной плазмы составляет всего 2 • 10-2 кг/м3. Светимость Солнца равна L0 = 3,84 • 1026 Вт. В предположении, что Солнце излучает как абсолютно черное тело, согласно закону Стефана - Больцмана и приведенному выше значению светимости, эффективная температура его поверхности равна 5 770 К. Ось вращения Солнца наклонена под углом 715' к оси эклиптики.

Внутренние области Солнца недоступны прямым наблюдениям, поэтому все наши представления о том, что происходит в недрах Солнца, основываются на теоретических расчетах с использованием граничных условий, полученных из наблюдений солнечной поверхности. Согласно стандартной солнечной модели наше светило состоит из трех зон (ядра, зоны радиации и конвективной зоны), которые отличаются составом, плотностью, температурой и процессом передачи энергии [124]. Ядро, радиус которого не более 0,25Rq, состоит примерно на 35 % из водорода и на 64 % из гелия. На долю остальных элементов (в частности, углерода, азота, кислорода и др.) приходится не более 1 % массы ядра. Согласно теоретическим оценкам температура в центре Солнца порядка 1,5 • 107 К, давление - порядка 2 • 1016 Па, средняя плотность - (15-16)-104 кг/м3 [41; 124]. Именно такие условия необходимы для протекания термоядерной реакции водородного (протон- протонного) цикла, в результате которой выделяется энергия в форме коротковолнового электромагнитного излучения и, в небольшой мере, в виде нейтринного излучения. При сгорании 1 г водорода в недрах Солнца выделяется энергия порядка 6,3 • 1011 Дж. По оценкам запас ядерной энергии составляет 6 • 1044 Дж, что примерно всего в 300 раз меньше субъядерной энергии MqC2 (с - скорость света). В термоядерной топке Солнца за 1 с сгорает около 6 • 1011 кг водорода. При таком темпе горения Солнце израсходует свое горючее примерно через 5 млрд лет [124].

Ядро Солнца окружено радиационной зоной толщиной примерно 0,5Rq, в которой происходит процесс переноса энергии, генерируемой в ядре, в верхние слои за счет диффузионных процессов. Гамма-кванты высокой энергии (и соответственно частоты), рожденные в результате термоядерного синтеза, испытывают многократные столкновения с ядрами атомов, составляющих радиационную зону, теряют свою энергию, передавая ее атомам. По оценкам, фотонам, образовавшимся в ядре, необходимы миллионы лет, чтобы пройти радиационную зону.

На расстоянии примерно 0,75/?0 главным механизмом переноса энергии из глубоких недр Солнца наружу становится тепловая конвекция. Это, как известно, более эффективный процесс переноса тепла с относительно небольшими характерными временами, на много порядков меньшими характерных времен диффузионных процессов. Именно в конвективной зоне толщиной порядка 108 м происходит генерация солнечных магнитных полей и возникают причины тех особенностей в атмосфере Солнца, которые принято называть солнечной активностью.

С точки зрения общих астрофизических представлений Солнце является постоянной звездой в отличие от тех переменных звезд, светимость которых изменяется в довольно широких пределах за сравнительно короткое время. Характерное время термоядерной реакции водородного цикла для звезд с массой порядка солнечной составляет примерно Ю10 лет, что сопоставимо с возрастом Метагалактики. Свою энергию Солнце теряет преимущественно за счет волнового излучения. Полная мощность, излучаемая Солнцем в космическое пространство, может быть определена экспериментально исходя из потока энергии, который приходится на единицу площади земной поверхности и называется солнечной постоянной 50. По данным наблюдений за последние 30 лет среднее значение солнечной постоянной равно 1366 Вт/м2, причем наблюдается хорошо выраженная 11-летняя цикличность ее изменений с амплитудой примерно 1 Вт/м2 [1]. Полная мощность волнового излучения Солнца (светимость Солнца -L0) равна L0 = 4тга250 = 3,84 • 1026 Вт для 50 = 1366 Вт/м2 и а = 1 а. е. = 1,496 • 1011 м.

Изменения солнечной постоянной, если таковые имеют место независимо от условий и методики наблюдений, вряд ли превышают один процент от среднего, по крайней мере в последнее столетие [115]. Именно в этом смысле Солнце представляет собой постоянную звезду. С другой стороны, близость Солнца к Земле заставляет обратить внимание, и не без оснований, на такие эффекты (происходящие преимущественно в верхних слоях Солнца - в солнечной атмосфере), которые по очевидным соображениям обычно выпадают из поля зрения астрофизиков, когда они рассматривают строение и эволюцию звезд и Метагалактики.

Конвективная зона ограничена сверху фотосферой - нижней частью солнечной атмосферы. Толщина фотосферы всего порядка 4 • 105 м, поэтому ее обычно считают видимой поверхностью Солнца. Температура фотосферы составляет около 6 000 К. Выше фотосферы плотность солнечной плазмы довольно резко уменьшается. Слой над фотосферой, называемый хромосферой, прозрачен для непрерывного спектра Солнца, хотя он простирается в высоту до 5 • 106 м. Наконец, самый верхний и наиболее разреженный слой атмосферы Солнца - солнечная корона, в которой температура порядка 106 К. В солнечной короне, а также в верхней хромосфере образуются рентгеновское излучение и радиоизлучение.

Переменность Солнца как звезды связана преимущественно с его магнитными полями, которые генерируются в зоне конвекции. В отличие от земного ядра, где неоднородное вращение предполагается на основании некоторых косвенных данных, неоднородное вращение верхних слоев Солнца наблюдается непосредственно. Синодический период вращения Солнца вокруг своей оси (в системе координат, связанной с Землей), часто используемый в статистических исследованиях солнечно-земных связей и равный 27,3 суток, в среднем соответствует вращению области, ограниченной гелиографическими широтами от +8° до —8°. Наблюдаемое изменение угловой скорости вращения с широтой достаточно хорошо аппроксимируется формулой Фая [41]

где П0 - угловая скорость вращения Солнца на экваторе; а = const; $ - гелиографическая широта. Периоды вращения экваториальной области и полярных областей Солнца составляют 25 и 35 суток соответственно. Предполагают, что наблюдаемая картина неоднородного вращения фотосферы в общих чертах присуща и конвективной зоне.

В результате неоднородного вращения солнечной плазмы, обладающей значительной электропроводностью, из первоначального меридионального поля вытягивается азимутальное поле. Магнитное число Рейнольдса такой плазменной системы, как Солнце, заведомо велико - порядка 103 или даже больше, поэтому из меридионального поля, которое у поверхности Солнца составляет в среднем 10-4 Тл (вблизи полюсов), вследствие неоднородного вращения образуется азимутальное поле, превышающее 0,1 Тл. В проблеме солнечного динамо не возникает вопроса о возможности регенерации меридионального поля из азимутального конвективными движениями плазмы. Скорее наоборот, необходимо объяснить, почему столь интенсивная конвекция, поддерживаемая мощным потоком тепла из радиоактивного ядра, генерирует сравнительно небольшое по интенсивности глобальное меридиональное магнитное поле. Вероятно, это связано с низкой упорядоченностью конвекции, которая больше «запутывает» силовые линии азимутального поля, чем вытягивает их в меридиональном направлении. Поэтому Солнце выглядит как магнитный диполь только с очень больших расстояний (много больше 1 а. е.). Можно предположить, что невысокая степень осевой симметрии среднего солнечного магнитного поля связана также со сравнительно небольшой скоростью вращения Солнца вокруг своей оси. Вследствие этого кориолисовы силы оказываются недостаточными для сглаживания конвекции по азимуту.

В какой-то мере о характере конвективных движений внутри Солнца можно судить по наблюдениям горизонтальных движений плазмы у поверхности фотосферы. Общая циркуляция в солнечной фотосфере изучается на основе статистических наблюдений движений солнечных пятен, о происхождении которых пойдет речь далее. Хотя наблюдательные данные весьма обширны, окончательно вопрос о характере общей крупномасштабной конвекции не решен.

Кроме упорядоченных движений, охватывающих протяженные области фотосферы, в ней наблюдаются движения сравнительно небольших масштабов (~ 106 м и меньше) с короткими временами жизни (~ 102-103 с), выражением которых является так называемая грануляция. Ячейки движений на фотографиях Солнца имеют вид рисовых зерен. Наблюдается также супергрануляция, характеризуемая тем, что видимая поверхность Солнца довольно однородно покрыта крупными ячейками движений плазмы. Размеры супергранул порядка 107 м и больше, среднее время жизни - 20 часов [42], средняя скорость движений плазмы в горизонтальном направлении в супергранулах - 400 м/с.

Поскольку в верхней части фотосферы плотность составляет около 2 • 10-5 кг/м3, то при средней интенсивности среднего фотосферного магнитного поля в КГ4 Тл отношение магнитной энергии к кинетической много меньше единицы. Это означает, что хорошо выполняется условие вмороженности магнитного поля в плазму. Слабые магнитные поля выносятся к границам ячеек движений и усиливают там интенсивность поля. Наблюдательные данные свидетельствуют о том, что большая часть магнитного потока вне центров активности, связанных с солнечными пятнами, сконцентрирована на границах супергранул [42].

В процессе неоднородного вращения азимутальное поле в зоне конвекции с течением времени нарастает. Когда это поле становится настолько большим, что полное давление (включая и магнитное) внутри тех объемов, где сосредоточено азимутальное поле, заметно превышает давление окружающей плазмы, то к поверхности фотосферы всплывает некоторый объем внутренней плазмы с вмороженным в него магнитным полем. Всплывшая магнитная силовая трубка, представляющая собой часть азимутального поля, в двух местах пересекает поверхность фотосферы. Полагают, что сильное магнитное поле этой трубки (больше 0,1 Тл) ослабляет конвективное движение фотосферной плазмы и таким образом подавляет основной механизм вертикальной передачи тепла внутри трубки. Поэтому те области поверхности фотосферы, где магнитные силовые трубки выходят наружу, обладают пониженной яркостью. Эти области называются солнечными пятнами. Из сказанного следует, что эволюция солнечных пятен во времени и в пространстве (на поверхности фотосферы) неотъемлемо связана с действием солнечного динамо [42].

Пятна в начале солнечного цикла появляются на широтах 30°-40°, смещаясь затем к экватору с юга и с севера. Это связано, очевидно, с тем, что быстрее всего азимутальное поле, нарастая, достигает критического значения (при котором начинается всплывание магнитных силовых трубок) в области средних широт. Число пятен становится максимальным на широтах около 10°-20°, а затем медленно уменьшается. Эволюцию солнечных пятен со временем и в пространстве часто изображают с помощью диаграммы Маундера (диаграммы «бабочек») [40; 124].

Продолжительность дрейфа солнечных пятен к экватору составляет в среднем около 11 лет. Этот период представляет собой цикл солнечных пятен. В конце цикла пятна могут почти полностью исчезнуть с поверхности Солнца, а затем начинается новое всплывание магнитных силовых трубок в области средних широт. Магнитные поля солнечных пятен так изменяют морфологию среднего поля Солнца, что в конце 11-летнего цикла меридиональное поле у полюсов меняет свою полярность. Таким образом, магнитный цикл Солнца - это 22-летний цикл.

Феноменологическая теория солнечного магнитного цикла с учетом основных наблюдательных фактов (неоднородность вращения Солнца вокруг своей оси, широтный дрейф солнечных пятен и т. д.) была создана Г. Бэбкоком [210] и развита Р. Лейтоном [277; 278]. В этих моделях сделана попытка дать обоснование 22-летнему магнитному циклу, который, в частности, характеризуется тем, что всплывание магнитной силовой трубки к поверхности фотосферы сопровождается появлением вначале одного пятна - ведущего, и лишь позднее возникает второе пятно. В соседних 11-летних циклах полярность ведущих пятен имеет разный знак [40].

Столь быстрая изменчивость магнитного поля Солнца по сравнению, скажем, с геомагнитным полем объясняется, очевидно, тем, что скорость конвекции солнечной плазмы на несколько порядков превосходит скорость движений жидкости в земном ядре. Велик также градиент угловой скорости вращения Солнца, что способствует быстрому нарастанию азимутального поля.

С солнечными пятнами тесно связано понятие о центре активности [42], представляющем собой некоторую локализованную область солнечной атмосферы (включая, разумеется, фотосферу), в которой с течением времени возникает целый комплекс взаимообусловленных физических явлений. В настоящее время пока нет единой детальной классификации центров активности и их изменений во времени, не говоря уже о теориях. В исследованиях солнечных явлений пока главное место занимает эмпирический подход, и, как следствие, иногда возникает разрыв между описаниями отдельных явлений и выяснением их физической сущности и взаимообусловленности.

Иногда под центром активности понимают «такой комплекс явлений, который содержит хотя бы одну группу пятен с одной или несколькими солнечными вспышками или в случае их отсутствия с площадью не менее 100 миллионных долей видимой полусферы Солнца» [41]. Различают три стадии развитии центра активности: начальную (до появления группы пятен), активную и конечную. Наиболее детально изучена активная стадия жизни центра активности, менее всего - конечная.

Развитие центра активности непосредственно связано с эволюцией солнечных пятен, что наиболее отчетливо проявляется в активной стадии. Солнечные пятна зарождаются в фотосфере, а магнитное поле пятен распространяется в хромосферу и в корону. Поскольку плотность плазмы быстро падает с высотой, картина фотосферных магнитных полей хотя и находит свое отражение в верхней атмосфере Солнца, но значительно «размазывается». Если в фотосфере кинетическая энергия плазмы больше магнитной, то в верхней атмосфере Солнца имеет место обратное соотношение, и магнитное поле контролирует движение плазмы. Корона над окрестностью солнечного пятна горячее, чем в других местах, и излучает интенсивную рентгеновскую радиацию.

Наиболее эффектное явление, наблюдаемое в центрах активности, заключается в выделении направленной кинетической энергии порядка 1025 — 1026 Дж за сравнительно короткое время (~ 103 с). Этот процесс называют солнечной вспышкой. Солнечные вспышки сопровождаются интенсивным излучением в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах частот, а также и радиоизлучением. При солнечных вспышках в корону выбрасываются облака плазмы, которые иногда преодолевают притяжение Солнца и распространяются в межпланетное пространство. Некоторые солнечные вспышки служат источниками протонов с энергией 107-109 эВ. Такие вспышки обычно называют протонными. Имеются указания на то, что солнечные вспышки связаны с перестройкой магнитных полей в центрах активности. Этот факт обычно используют при построении моделей солнечных вспышек. В последние годы накоплены обширные экспериментальные данные относительно вспышечной активности Солнца, полученные с помощью ряда космических аппаратов, включая и такие, орбиты которых почти перпендикулярны плоскости эклиптики [124].

Возвращаясь к вопросу о переменности Солнца, можно отметить, что она связана с эволюцией центров активности, в которых определяющую роль играют магнитные поля, поэтому Солнце - переменная магнитная звезда. Другое дело, что переменный поток энергии от Солнца более чем на четыре порядка меньше потока лучистой энергии, который с течением времени практически не меняется. Только близость Земли к Солнцу обусловливает заметное влияние относительно слабого переменного излучения Солнца на некоторые геофизические процессы.

 
<<   СОДЕРЖАНИЕ ПОСМОТРЕТЬ ОРИГИНАЛ   >>