Мир астрономии. Рассказы о Вселенной, звездах и галактиках - Мухин Лев Михайлович (смотреть онлайн бесплатно книга txt) 📗
Об этом открытии вспомнили более чем через полвека, когда в руках астрономов была уже более со вершенная техника, с помощью которой обнаружили внезапные извержения на Солнце, сопровождавшиеся вспышками излучения водорода. В 1933 году заметили удивительное совпадение: по мере «затухания» вспышки на Солнце происходило затухание коротковолновой связи на Земле.
Как правило, вспышки можно наблюдать в спектральных линиях водорода или какого-нибудь другого, но достаточно распространенного элемента на Солнце. Так что Кэррингтону, который наблюдал вспышку в белом цвете, в известной мере повезло, поскольку эта вспышка была чрезвычайно яркой.
Сегодня уже хорошо известно, что солнечные вспышки всегда связаны с пятнами. Именно они порождают сильные геомагнитные бури и полярные сияния на Земле, потоки частиц высоких энергий, а также мягкие космические лучи.
Изучение спектральных линий позволило установить ряд замечательных фактов. Оказалось, например, что хромосфера имеет более высокую температуру, чем фотосфера, что солнечные пятна окружены факельными полями и что поверхность Солнца неоднородна, покрыта как бы ячеистой сеткой — гранулами.
И, наконец, в конце XIX века в районах, прилегающих к солнечным пятнам, были найдены замечательные образования, напоминающие спиральные ветви, вихри. Узоры, связывающие два пятна, были очень похожи по рисунку на расположение железных опилок вокруг полюсов магнита. Так было открыто существование сильных магнитных полей на Солнце.
Особенно интересным оказался тот факт, что спиральные структуры вихрей, окружающих два соседних пятна, имели противоположные магнитные поля. Не менее замечательным было и то, что последовательность полярностей пар пятен в северном полушарии была обратной южному. В какой-то мере это напоминало поведение земных циклонов, имеющих противоположные направления вращения к северу и югу от экватора.
В 1912 году после очередного минимума солнечных пятен оказалось, что полярность северного и южного полушарий поменялась, а во время очередного минимума в 1922 году снова произошло изменение полярности.
Так, благодаря выдумке, упорству и терпению астрономов был накоплен огромный наблюдательный материал о Солнце. Не надо думать, однако, что все имеющиеся факты сразу получили правильное объяснение. Фундамент знаний о Солнце и по сей день имеет трещины. Достаточно вспомнить проблему солнечных нейтрино. Не меньше загадок задают и пятна на Солнце. Тем не менее сегодня мы в целом достаточно хорошо представляем себе происходящие на Солнце процессы, и это дает нам возможность перейти сейчас к их более подробному рассмотрению. Поскольку мы уже обсуждали с вами внутреннее строение звезд и в том числе Солнца, сейчас мы ограничимся рассмотрением «внешней стороны дела» — обликом нашего желтого карлика, властелина Солнечной системы.
Чтобы каким-то образом представить себе общие свойства Солнца, посмотрим на схематическое изображение его структуры. Здесь можно увидеть изменение температуры и плотности в зависимости от радиуса нашей звезды, способы переноса излучения, а также «деление» Солнца на различные зоны. Масштаб здесь не выдержан, эта схема дает лишь чисто качественную картину. (См. стр. 196.)
Фотосфера
Фотосферу удобно рассматривать как внешний, поверхностный слой Солнца, видимый в белом цвете. Этому слою можно приписать температуру 6700 K.
Слой этот по сравнению с другими довольно тонкий даже по нашим земным меркам, он простирается примерно на 500 километров, сливаясь, с одной стороны, с зоной конвекции, а с другой — с хромосферой. Поразительной особенностью фотосферы является так называемая грануляция, о которой мы уже упоминали чуть выше. Гранулы — это многоугольники на поверхности фотосферы, пересеченные узкими темными прожилками. Размеры гранул порядка тысячи километров, живут они несколько минут, сменяясь потом другими гранулами. Именно поэтому и возникло довольно удачное сравнение с кипящей рисовой кашей.
Уже чисто интуитивно напрашивается ответ на вопрос о природе подобных образований. Если каша кипит, то мы должны иметь дело с конвекцией.
И действительно, если мы начнем путешествие вместе с квантами излучения из центральных районов Солнца к его поверхности, то сначала ни кванты, ни воображаемый путешественник не будет испытывать заметных трудностей. Температуры там высоки, непрозрачность мала, и кванты без труда «просачиваются», диффундируют к поверхности.
С понижением температуры начинается рекомбинация электронов и ядер атомов в ионы, которые могут уже взаимодействовать с фотонами, в частности, поглощать их. Ясно, что непрозрачность при этом сильно возрастает.
Однако звезда должна «сбрасывать» энергию, выделяющуюся в ее недрах, если бы этого не было, она просто бы взорвалась. И вот здесь в игру вступает другой, уже известный нам механизм переноса энергии — конвекция, когда горячие элементы всплывают и отдают свое избыточное тепло окружающей среде, подогревают ее. Ну а вещество, которое опускается при конвективном перемешивании, холоднее окружающей среды, почему и кажется (при тех температурах, с которыми мы имеем дело) более темным. Поэтому можно считать, что разделяющие гранулы темные полосы — участки поверхности фотосферы.
Конвективная зона на Солнце начинается выше уровня, где значение радиуса достигает 0,85 полного радиуса Солнца. Здесь эффективность конвекции очень велика, она переносит почти весь поток солнечной энергии, хотя сама эта зона содержит всего около двух процентов массы Солнца.
Итак, грануляция фотосферы — типичное конвективное движение. Скорость этого движения около 300 метров в секунду, разница в температурах между светлыми и темными участками примерно 300 K.
В конвективной зоне происходит еще один удивительный процесс, имеющий большое значение не только для фотосферы, но и для хромосферы, и для короны Солнца. Что же это такое?
Еще раз вернемся к явлениям конвекции и грануляции. На первый взгляд может показаться, что и тот, и другой процессы должны быть совершенно хаотическими. Образование каждой ячейки, так же как и в кипящей рисовой каше, должно происходить случайно. Оказалось, однако, что это не так. В 1960 году было обнаружено, что вся поверхность в некоторых участках слоя, расположенного над верхней границей конвективной зоны, поднимается и опускается относительно некоторого среднего положения, смещаясь при этом на высоту примерно 25 километров. Причем горизонтальный размер области, которая поднимается и опускается, достигает 50 тысяч километров!
Долгое время это явление не находило объяснения. В последние годы картина все-таки прояснилась. Оказалось, что Солнце, вернее — его конвективная зона, работает как гигантский орган, генерируя акустические волны. Этот факт имеет огромное значение не только потому, что в руках астрофизиков появился новый метод изучения и фотосферы и конвективной зоны Солнца. «Пятиминутные» колебания переносят энергию в верхние слои атмосферы Солнца, определяя во многом происходящие в них процессы.
В последние годы в Крымской обсерватории под руководством академика А. Северного открыты более длиннопериодные колебания Солнца. Они носят глобальный характер. Здесь уже двигается вся «поверхность» Солнца в целом. Период этих колебаний составляет 160 минут.
Так как колебания охватывают весь раскаленный газовый шар, звезду, они, по всей видимости, также могут немало сказать о структуре недр Солнца. Однако объяснить природу этих колебаний сегодня нелегко, даже не учитывая причин их возбуждения. Более того, в рамках современных представлений о внутреннем строении Солнца и протон-протонном цикле внутри его теоретические оценки дают значение периода колебаний нашей звезды не 160, а 130 минут.
Таким образом, не только проблема солнечных нейтрино омрачает настроение теоретиков. Один из крупнейших специалистов в области исследования Солнца, А. Северный, полагает даже, что совокупность нерешенных вопросов может привести к «новому фундаментальному пересмотру наших представлений о внутренних процессах на Солнце». Он отмечает, что на сегодняшний день есть три «трещины» в фундаменте знаний о нашем светиле. О двух из них мы уже знаем. Это проблема борных нейтрино (в реакциях их образования участвует бор) и только что упоминавшиеся 160-минутные колебания.
