ПРИРОДА СОНЯЧНИХ ПЯТЕН. АКТИВНІ ОБЛАСТІ НА СОНЦЕ. СУПЕРГРАНУЛЯЦІЯ
Для розуміння фізичної природи процесів, що протікають на Сонці, важливо встановити причини більш низької температури плям в порівнянні з фотосферою, роль магнітних явищ в їх розвитку та існування і механізм 11 (22) річної циклічності сонячної активності.
Таблиця 6. Модель сонячної плями по мішарей (1953). У кожній подвійний колонці перша відноситься до фотосфері, друга до плями. Тиск виражено в дин / см2. Невпевнені значення поставлені в дужки. Аргументом обрана оптична глибина при.
Температура плям, як сказано було раніше, значно нижча за температуру фотосфери, що підтверджується їх відносної темрявою і набагато більш низьким ступенем іонізації і збудження, як це випливає з їх спектрів. Зменшення числа електронів в плямах викликає зменшення непрозорості сонячної речовини (в першу чергу за рахунок сильного зменшення числа іонів). Таким чином, в плямах ми «заглядаємо» в великі геометричні глибини, ніж у фотосфері. Однак ці глибини все одно вкрай незначні, як це видно з таблиці 6.
Таким чином, з огляду на ефект Вільсона, видиме пляма можна уподібнити мілкій тарілці. Простежити простягання плями в глибину дуже важко, так як воно залежить від розподілу магнітного поля з глибиною. Дійсно, як видно з таблиці 6, тиск на одному і тому ж рівні в плямі приблизно на дин / см2 (близько 0,2 атм) менше, ніж в сусідній фотосфері. Рівновага може підтримуватися тільки при додатковому тиску, яке створюється магнітним полем [см. § 2, формулу (2.26)]. Тиск одно і ця величина буде дорівнювати дин / см2, якщо. Якраз таке магнітне поле зазвичай для верхнього рівня плям. Наступні чисельні характеристики типові для середнього сонячного плями:
Зважаючи на велику масштабу рухів в сонячній фотосфері і під нею загасання магнітних полів на Сонці протікає виключно повільно (потрібні сотні років). З цієї причини активні області Сонця мають тривале існування і магнітні поля то занурюються в глиб фотосфери, то спливають на її поверхню. Поблизу поверхні, де щільність речовини стає малою, умова рівності кінетичної енергії і енергії магнітного поля порушується на користь останньої, і конвекція виявляється сильно пригніченою, між тим нормально конвекційні потоки несуть з собою тепло. Крім того, на субфотосфер ном рівні плям конвективний приплив тепла з периферії також заборонений, так як він протікає поперек магнітних силових ліній. Саме відсутність конвекції є причиною низької температури плям. Втім, це не єдина причина. Можливий також винесення тепла з тіні магнітогідродинамічними хвилями.
Тривало існуючі магнітні поля на Сонці пов'язані, мабуть, з існуванням великих циркуляційних рухів в конвективної зоні Сонця до глибини в кілька десятків тисяч кілометрів, що виникають внаслідок неоднорідності обертання Сонця. Циркуляція плазми породжує магнітні вихори, і коли вони виходять на поверхню, то з'являються біполярні групи, прості або складні, видимим вираженням яких стають плями (рис. 40). Одночасно на Сонце є багато таких вихорів на різних меридіанах. Ймовірно, протягом циклу вони переміщаються до екватора, в той час як нові вихори зароджуються у полюсів і приходять на зміну старим. Природно, що напрямок вихорів різному в обох півкулях. Швидкість, з якою спускаються до екватора великі вихори, визначає тривалість циклу сонячної активності.
22-річна циклічність залишається незрозумілою. Звичайно, магнітні силові лінії виходять і далеко за поверхню Сонця, в хромосферу і корону, але вони повинні бути виносяться певними масами речовини. Ми побачимо далі ознаки втручання магнітних сил в хромосферні і корональні процеси.
Мал. 40. Магнітні області на Сонце (схема)
Невеликі магнітні поля, подібні до тих, які існують на периферії плям, замість того, щоб придушувати конвекцію, підсилюють її. Це відбувається тому, що слабке поле, не будучи в змозі перешкодити енергійної конвекції, пригнічує порівняно слабку турбулентність і тим самим зменшує в'язкість газу що прискорює конвективні руху. Виходячи в верхні шари фотосфери, надлишковий за рахунок конвекції потік тепла нагріває газ, і тому навколо плям спостерігаються смолоскипи, а над факелами - флоккули, кальцієві і водневі. Кордон кальцієвих флоккуламі визначає в цілому кордон активної області, водневі ж флоккули тісняться ближче до плями - туди, де магнітне поле кілька сильніше: 10-15 Е. Можливо, що петлеподібна форма «випирають» магнітних силових ліній (рис. 41) визначає просування газових потоків (уздовж силових ліній), що узгоджується зі спостережуваним за допомогою променевих швидкостей явищем втекания речовини всередину плями на великій висоті.
Мал. 41. Вихід магнітного поля на поверхню Сонця (схема)
Хоча в неактивних областях Сонця магнітне поле має напруженість 1-2 Е, в окремих місцях, невеликих за розмірами, воно може досягати 100 Е. В тих же місцях в фотосфері спостерігаються тоді невеликі яскраві вузли.
Більш висока, ніж навколишня, температура разом з магнітним полем породжує перевагу тиску над навколишнім речовиною, так що вузол повинен швидко розсіятися, а для тривалого його існування необхідний приплив газів ззовні, який може здійснитися, якщо підстава вузла в фотосфері холодніше, а тиск нижче, ніж у навколишньому середовищі.
Більш детальну картину горизонтальних рухів на різних рівнях сонячної атмосфери в зв'язку з тонкою структурою магнітних полів дають модифіковані спектрогеліографіческіе спостереження за методом Лейтона. Метод цей полягає в тому, що одночасно отримують спектрогеліографіческіе великомасштабні зображення вільного від плям ділянки Сонця в променях коротко- і довгохвильового крила тієї чи іншої спектральної лінії. Як вже говорилося вище (с. 47), віддаляючись від центру лінії, ми спостерігаємо все більш глибокі шари атмосфери Сонця, тим часом як праве і ліве крила лінії відповідають в одному випадку переважно наближається, а в іншому - віддаляється газовим масам. Зіставлення обох спектрогеліограмм виявляє на поверхні Сонця потоки, що рухаються до спостерігача і від нього. Виявилося, що вони локалізуються в межах осередків діаметром близько 30 тис. Км, так що в кожному осередку є систематичне рух газових мас від центру до периферії. Ці осередки отримали назву супергранул. Вони набагато довговічніші, ніж звичайні гранули, - їх середня тривалість життя складає 40 годин. Вони мають незграбну форму, схожу на багатокутники.
Супергрануляція відображає явище конвекції на Сонце в набагато більшому масштабі, ніж грануляція, захоплюючи не тільки великі площі, але і великі глибини. За умовами спостережень (в крилах різних ліній) вдається простежити цю конвекцію лише у верхніх шарах сонячної фотосфери. Видимий на -спектрогеліограммах ячеистая сітка відноситься вже до верхньої хромосфере і не збігається з сіткою супергрануляціі. Навпаки, явище гранул, що спостерігається в інтегральному світлі, відноситься до дещо більшим глибин, ніж спостережувані області супергрануляціі. Але як щодо розподілу швидкостей в супергранул, так і по вивченню руху індивідуальних гранул все переміщення сонячної плазми йдуть до кордонів супергранул, несучи з собою і магнітне поле. Тут, зустрічаючись з подібним же потоком сусідній супергранули, плазма йде вглиб, чим і забезпечується постійна циркуляція її. Магнітне поле при цьому залишається (так як рух плазми відбувається уздовж силових ліній), і тут його напруженість досягає значень в кілька десятків і навіть сотень Ерстед, а в кутах осередків навіть до 1,5-2 тис. Ерстед, як це видно зі спостережень ефекту Зеемана. Таким чином, у кожної супергранули є обмежує і охороняє її магнітний бар'єр. Але крім цього межа супергранули володіє більш високою температурою, ніж її центр, приблизно на 2-4%, що випливає з зростання яскравості тих спектральних ліній, які посилюються в плямах, т. Е. Ліній низького збудження. Зростання яскравості в лініях свідчить про зменшення числа поглинаючих атомів, яке в даному випадку відбувається через зростання збудження або іонізації.
Допускається, що в глибині фотосфери супергранули частково зливаються, так як, за винятком кутів осередків, стінки супергранул представляють досить слабкий магнітний бар'єр при зростаючій щільності газів.
Вплив супер грануляційної структури більше тягнеться вгору. При спостереженнях поблизу сонячного краю супергранули збігаються з осередками смолоскипів. Тут, в фотосфері, тільки в цьому випадку супергрануляція може бути видима. Навпаки, в хромосфері супергрануляція проявляє себе тією сіткою флоккуламі, яка чітко виступає на спектрогеліограммах в променях CaII К. Ця сітка добре видно і на заатмосферних фотографіях Сонця в променях ультрафіолетових ліній, перерахованих на с. 72, випромінюючих над хромосферою в перехідному шарі, але зникає в променях корональних ліній, як, наприклад, лінії. Треба думати, що так далеко простягаються і магнітні поля супер гранул, їх оздоблюють. Тільки на корональних висотах вони набувають упорядкований вигляд: магнітні лінії йдуть радіально, визначаючи канали, по яких рухаються теплопроводящие електрони. Їх рух, таким чином, пригнічений, теплопровідність перехідного шару зменшується і товщина його стає більше, ніж за відсутності поля. Зрозуміло, все сказане відноситься до спокійним хромосфере і короні.