Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
С конвекцией тесно связано ещё одно важное явление в атмосфере Солнца — её колебания (или пульсации). Наиболее отчётливо выражены колебания с периодом около 5 минут и со скоростями порядка 0,5 км/с. Причину этих колебаний видят в акустических волнах, возникающих в конвективной зоне.
3. Солнечные пятна.
На диске Солнца временами наблюдаются тёмные образования — солнечные пятна. Линейные размеры пятен доходят до 100 000 км. Продолжительность их существования весьма различна: от нескольких часов до нескольких месяцев. Каждое пятно состоит из более тёмного ядра (или тени) и более светлой каймы, называемой полутенью. Однако пятна кажутся тёмными лишь вследствие контраста с фотосферой; на самом деле они весьма
Спектроскопическое изучение пятен позволило сделать вывод о движении газа в них. Скорости этого движения — порядка 2 км/с в области полутени. При этом в нижних слоях пятна вещество из него вытекает, а в верхних — в него втекает (эффект Эвершеда). Принимая во внимание существование таких потоков газа, можно было бы думать, что в пятне происходит в основном конвективный перенос энергии. Однако в действительности в пятне, как и в фотосфере, главную роль в переносе энергии играет лучеиспускание. К такому выводу приводит сравнение теоретических и наблюдательных данных об интенсивности излучения, выходящего из пятна. В пятне (как и вообще в фотосферах холодных звёзд) поглощение света производится в основном отрицательным ионом водорода. Поэтому приближённо можно считать, что в видимой части спектра коэффициент поглощения не зависит от длины волны, и интенсивность излучения, выходящего из пятна, в случае лучистого равновесия определяется формулой (4.39). Эта формула даёт: 1) распределение энергии в спектре пятна при заданном угле , 2) изменение интенсивности излучения данной частоты при изменении положения пятна на диске Солнца. Значения интенсивности излучения I(0,), вычисленные по формуле (4.39), находятся в удовлетворительном согласии с результатами наблюдений пятен. Однако при допущении о конвективном равновесии пятна согласие между теорией и наблюдениями отсутствует.
Физические условия в пятнах изучаются такими же методами, как и условия в звёздных атмосферах. В частности, применяется построение кривых роста и анализ профилей спектральных линий. В результате определяется степень возбуждения и ионизации атомов, электронная концентрация, скорости движения газов и другие характеристики пятен.
Наиболее важной особенностью солнечных пятен является присутствие в них магнитных полей. Пятен без поля не наблюдается. Более того, слабые магнитные поля иногда обнаруживаются до появления пятна в данном месте фотосферы (или через некоторое время после его исчезновения).
Исследование магнитных полей пятен производится на основе наблюдения эффекта Зеемана, представляющего собой расщепление спектральных линий в магнитном поле. Картина расщепления зависит от угла между направлением поля и лучом зрения. Обычно магнитные поля пятен перпендикулярны к солнечной поверхности. Поэтому для пятна в центральной части диска имеет место продольный эффект Зеемана. В этом случае линия расщепляется на две поляризованные по кругу составляющие, отстоящие от нормального положения линии на величину
=
4,7·10
g^2H
,
(15.18)
где длина волны выражена в сантиметрах, напряжённость поля H в эрстедах и g — множитель Ланде. Определение напряжённости магнитных полей пятен при помощи формулы (15.18) приводит к значениям порядка нескольких сотен и тысяч эрстед.
В большинстве случаев зеемановские компоненты линии не наблюдаются в отдельности, а сливаются между собой, т.е. при наличии магнитного поля линия расширяется. При этом происходит увеличение эквивалентной ширины для линий средней интенсивности, вследствие чего кривая роста поднимается в её «пологой» части. По кривой роста для пятен может быть оценена напряжённость
Для подробной интерпретации спектров солнечных пятен необходима теория образования линий поглощения в магнитном поле. Эта теория разрабатывалась во многих исследованиях, причём в некоторых из них при довольно общих предположениях (в частности, при учёте некогерентности рассеяния света).
Причина образования солнечных пятен не вполне ясна. Несомненно, их появление связано с возникновением в глубине конвективной зоны магнитных полей, которые каким-то образом выносятся наружу. Как известно, плотность магнитной энергии равна H^2/(8). В глубоких слоях эта энергия меньше энергии конвективного движения 1/2 v^2 и магнитное поле не препятствует конвекции. Но в наружных частях пятен имеет место обратное неравенство, т.е.
H^2
8
>
1
2
v^2
,
(15.19)
и магнитное поле подавляет конвекцию. Считается, что вследствие отсутствия конвективного переноса энергии наружные части пятен и оказываются холоднее окружающей их фотосферы.
Группы пятен обычно окружены факелами, представляющими собой светлые образования на диске Солнца. Как правило, факелы появляются несколько раньше пятен и существуют в среднем в три раза дольше их. Особенно хорошо видны факелы на краю диска, где фотосфера менее ярка, чем в центре. Этот факт объясняется тем, что в поверхностных слоях температура факела выше температуры фотосферы (примерно на 300 K). По-видимому, перенос энергии в факелах осуществляется не только лучеиспусканием, но и конвекцией.
4. Солнечная активность.
Кроме пятен и факелов, на Солнце наблюдаются и другие нестационарные процессы. Наиболее замечательные из них — хромосферные вспышки и протуберанцы.
Хромосферная вспышка представляет собой внезапное возрастание яркости некоторой части поверхности Солнца (по площади равной примерно пятну). Обычно усиление вспышки происходит в течение нескольких минут, а ослабление — более медленно. Иногда вспышки удаётся обнаружить в белом свете, но преимущественно их наблюдают в линии H и некоторых других линиях при помощи спектрогелиографа. В большинстве случаев вспышка возникает над группами пятен или недалёко от них. По наблюдаемой мощности вспышек найдено, что плотность вещества в вспышках гораздо больше, чем в соседних частях хромосферы. Причину вспышек различные гипотезы связывают с характером магнитных полей над группами пятен.
Изучение вспышек имеет большое значение для геофизики, так как они оказывают сильное влияние на состояние земной ионосферы. Во время вспышек от Солнца идут потоки быстрых корпускул и высокочастотного излучения (ультрафиолетового и рентгеновского). Эти корпускулы и фотоны, попадая в земную ионосферу, вызывают магнитные бури, нарушения радиосвязи и многие другие явления.
В физике солнечной атмосферы важное место занимает также изучение протуберанцев, под которыми понимают облака газа, наблюдаемые над краем солнечного диска. Точнее говоря, протуберанцы находятся выше хромосферы—в короне. Спектр протуберанца состоит из отдельных ярких линий: водорода, ионизованного кальция и др. Так как протуберанцы не проектируются на фотосферу, то в их спектрах почти нет непрерывного фона и отсутствуют линии поглощения.
Однако протуберанцы могут наблюдаться и на диске Солнца. В этом случае они проявляют себя вследствие поглощения света в отдельных линиях. Обнаружить протуберанцы на солнечном диске можно при помощи спектрогелиографа, позволяющего получить фотографии Солнца в лучах определённой длины волны. На спектрогелиограммах, снятых в ядрах линий водорода, ионизованного кальция и др., видны тёмные волокна (или, как их иногда называют, тёмные флоккулы). Эти образования и представляют собой протуберанцы, проектирующиеся на диск Солнца.