Диск сріблясто-білого сяйва, що оточує Сонце, раніше можна було спостерігати тільки при повних затемнення Сонця. Зараз же він є об'єктом постійного дослідження. Динамічна активність корони відображає складні процеси взаємодії речовини з магнітними полями.
Сонячна корона – це зовнішня розріджена оболонка Сонця, видима лише в моменти його повних затемнень. Майже щороку в якомусь із районів Землі можна спостерігати сонячне затемнення, проте декому вдається за все життя побачити його більше ніж один чи два рази. Через високу яскравість зовнішнього шару Сонця, так званої фотосфери, корона зазвичай не помітна, і тільки завдяки тому, що видимі розміри Місяця і Сонця майже однакові, її вдається іноді спостерігати. Якби Місяць був трохи меншим, то повних сонячних затемнень не було б взагалі, а якби він був трохи більшим, внутрішня область сонячної корони була б прихована від наших очей.
Що таке сонячна корона?
Останнім часом наші знання про сонячну корону, як і про саме Сонце, значно поповнилися. Це стало можливим завдяки новим приладам, встановленим не тільки на Землі, а й на ракетах, супутниках і космічних кораблях. Як показують спостереження, постійний стан корони час від часу переривається бурхливими сплесками. «Вітер» з частинок, які викидаються короною, пронизує всю Сонячну систему. Зміни швидкості та інтенсивності цього вітру свідчать про активність сонячної корони. Таке уявлення про корону і її прояви дозволяє розглядати Сонце вже не як компактний об'єкт в центрі Сонячної системи, а як цілісне утворення гігантських розмірів, що тягнеться за межі орбіт найбільш віддалених планет. Сонячна корона – це розташована недалеко від нас величезна лабораторія для дослідження астрофізичних процесів. Її вивчення сприятиме розширенню наших уявлень про різні явища, наприклад про процеси, що протікають в термоядерних реакторах. Цілком можливо, що ми дізнаємося багато нового і про вибухи наднових зірок в глибинах Всесвіту.
На звичайних фотографіях корона виглядає як сріблясто-біле гало навколо закритого Місяцем сонячного диска. Світність гало обумовлена в основному розсіюванням сонячного світла корональними електронами. З кожного мільйона фотонів, які покидають сонячну фотосферу, тільки один розсіюється в короні. Тому яскравість фотосфери в мільйон разів перевищує яскравість корони. Прозорість сонячної корони вказує на те, що газ, з якого вона складається, є надзвичайно розрідженим. За земним стандартом корона – це відмінний вакуум: максимальна концентрація її частинок знаходиться в межах 108 – 109 см-3.
Спектроскопічні дослідження корони показують, що її склад приблизно такий же, як і у Сонця: в основному це водень і гелій зі слідами більш важких елементів. Ці дослідження дозволяють також судити про температуру корони. Відомо, що нагрівання газу призводить до іонізації його атомів, тобто втрати ними одного або більше електронів. Газ в короні іонізований набагато сильніше, ніж у фотосфері, температура якої близька до 6000 К. Атоми водню і гелію в короні, по суті, позбавлені електронів, а атоми більш важких елементів втрачають більшу частину своїх електронів. Високий ступінь іонізації свідчить про те, що сонячна корона надзвичайно гаряча. Крім того, її спектральні лінії розширені, що говорить про хаотичність руху корональних частинок з високими швидкостями. Результати спектральних спостережень показують, що температура корони лежить в межах 1–2 млн. К.
Температурна проблематика
Висока температура корони довго представляла серйозну теоретичну проблему. За другим началом термодинаміки, більш холодне тіло не може самовільно віддавати тепло більш гарячому. Тому потік тепла від Сонця не може нагріти корону до температури вище 6000 К.
Це положення має настільки фундаментальний характер, що десятки років астрономи, які вивчають Сонце, з недовірою ставилися до отриманих спектроскопічних даних. Висувалися різні хитромудрі гіпотези, наприклад, що корональні іони виникають в надрах Сонця, де температура досить висока, або народжуються безпосередньо в короні в результаті ядерних реакцій. У 40-х роках концепція гарячої корони стала загальноприйнятою. Вона дозволила теоретикам швидко просунутися вперед в описі загальної фізичної природи корони.
Якщо друге начало термодинаміки виключає можливість перенесення теплової енергії від фотосфери до корони, то як відбувається її нагрів? Найбільш імовірно, що він обумовлений прямим перенесенням механічної енергії. Згідно із сучасним уявленням, механічна енергія переноситься в корону з конвективного шару Сонця, що знаходиться під фотосферою, у формі потужних акустичних або магнітогідродинамічних хвиль.
Акустичні хвилі – це механічні збурення газу, які проявляються у вигляді змін тиску. Магнітогідродинамічні хвилі, які з'являються в іонізованому газі – це збурення при взаємодії іонізованої речовини і магнітних полів. Хоча загальна концепція механічного нагріву корони хвильовими процесами утвердилася досить міцно, для побудови детальних моделей, що узгоджуються зі спостереженнями, потрібні зусилля багатьох дослідників.
Структура сонячної корони
Отже, сонячна корона – це область з високою температурою і низькою густиною, що оточує менш нагріту, більш щільну і більшою мірою вивчену фотосферу. До речі, фотосферу від корони відділяє тонкий проміжний шар – хромосфера. Більшість звичайних фотографій показують, що сонячна корона далеко не симетрична, поблизу полюсів Сонця вона менш яскрава і менш протяжна. Ці відхилення від симетрії міняються від затемнення до затемнення. Найбільш симетричні корони спостерігаються в періоди максимумів сонячних плям в ході 11-річного циклу активності Сонця.
Судити про структуру корони за звичайними фотографіями вельми важко через її яскраву внутрішню область, що приводить до перетримки при фотографуванні. Найуспішнішим способом вирішення цієї проблеми є фотографування корони через спеціальний фільтр, щільність якого змінюється вздовж радіуса таким чином, що світло в центрі зображення послаблюється більшою мірою, ніж по краях, і тим самим компенсується падіння яскравості корони. За допомогою таких фільтрів вдається простежити корональну структуру на відстані багатьох сонячних радіусів від фотосфери.
На фотографії, отриманій з використанням такого фільтра, сонячна корона постає у всій своїй химерній пишноті. Довгі тонкі промені (стримери) витягуються на кілька мільйонів кілометрів. Ближче до сонячного диска видно яскраві петлі і арки з корональної речовини. На деяких фотографіях помітні також прямі вузькі корональні промені. У періоди максимумів сонячної активності ці деталі структури корони оточують весь сонячний диск, а в періоди мінімумів активності вони спостерігаються в межах більш низьких сонячних широт. В останньому випадку в короні видно великі «дірки» на обох полюсах Сонця, де вона набагато слабкіша, ніж біля екватора. У полярних «дірках» часто помітні слабкі полярні «щіточки». Від кожного полюса розходиться своєрідний пучок цих щіточок, які слабшають і стають невидимими на відстані приблизно одного сонячного радіуса. Основні деталі структури – промені, петлі і діри – настільки переважають, що ряд дослідників вважають, що корона складається тільки з них і не має підструктури, яку можна було б назвати «спокійною короною».
Вигляд корони істотно змінюється від одного затемнення до іншого. Навіть звичайні фотографії затемнень розрізняються настільки, що можна без зусиль визначити, в момент якого затемнення проводилася зйомка. Знімки корони через радіальний фільтр сильно відрізняються один від одного. Крім загальних змін, пов'язаних з циклом сонячної активності, для кожного затемнення характерна специфічна конфігурація корональних променів, петель і інших деталей структури. Серія фотографій, зроблених в різні моменти протягом одного затемнення, свідчить про динамічність сонячної корони, структурні деталі якої змінюються за час, набагато менший, ніж інтервали між затемненнями.
Дослідження корони
Для вивчення динаміки корони необхідно вести спостереження навіть за відсутності затемнення, що практично неможливо в оптичному діапазоні, в якому щільна фотосфера виявляється в мільйон разів яскравішою за корону. Однак корона набагато більш гаряча за фотосферу, тому випромінюване нею електромагнітне випромінювання високої енергії практично відсутнє в спектрі останньої. Маючи температуру близько 2 млн. К, газ корони виявляється потужним джерелом рентгенівського випромінювання. Якщо не враховувати рентгенівське випромінювання, пов'язане з сонячними спалахами і іншими активними областями, то більш холодна фотосфера виявляється слабким джерелом такого випромінювання, яким можна знехтувати. Тому корону можна вивчати з допомогою рентгенівського телескопа.
Такі спостереження доводиться виконувати в космосі, оскільки земна атмосфера непрозора для рентгенівських променів. Перші рентгенівські телескопи, що встановлювалися на космічних апаратах на початку 1970-х років, дозволили отримати грубі знімки корони, на яких помітні яскраві області з високою густиною чи температурою. Зіставлення знімків затемнень, зроблених із Землі, з рентгенівськими знімками, зробленими в космосі приблизно в той же час, дозволило встановити відповідність між областями, яскравими в рентгенівському діапазоні, і оптично спостережуваними деталями структури корони.
Метод отримання рентгенівських зображень дозволив встановити, що корональні діри існують не тільки на полюсах, а й по всій сонячній короні, хоча мають менші розміри. За допомогою вдосконаленої апаратури були виконані спостереження корони в рентгенівському діапазоні з більш високою роздільною здатністю.
Додаткову інформацію про корону може дати аналіз ультрафіолетового випромінювання, джерелом якого є її високоіонізовані важкі елементи. Дані про ультрафіолетове випромінювання особливо цінні тим, що певні спектральні лінії відповідають тільки вузьким інтервалам температур. Це дозволяє ніби зондувати різні ділянки корони, хромосфери і перехідної області між ними.
Дослідження корони в радіодіапазоні можливе за допомогою наземних радіотелескопів, здатних реєструвати радіосигнали, пов'язані з характерними коливаннями іонізованого коронального газу. За частотою таких коливань вдається судити безпосередньо про густину корони, різні ділянки якої зондуються шляхом зміни частоти, на яку налаштований радіотелескоп.
Створення штучного затемнення – найбільш прямий підхід до дослідження корони. В принципі навіть великий палець на витягнутій руці міг би затулити світло сонячної фотосфери. Однак цей простий прийом виявляється непридатним через те, що сонячне світло розсіюється земною атмосферою і буквально «забиває» світло корони. Проте за межами атмосфери і навіть на високих горах можна спостерігати сонячну корону, штучно екрануючи світло від фотосфери. Розроблений для цієї мети інструмент отримав назву коронографа. У 1979 році орбітальний коронограф Морської дослідної лабораторії (США) зареєстрував подію, яка ніколи не спостерігалася раніше – зіткнення комети з Сонцем.
Природа деталей сонячної корони
Яка фізична природа деталей корональної структури? Як може гарячий розріджений газ утворювати такі дивовижні візерунки? Чому одні корональні деталі існують декілька днів, а інші змінюються швидко і несподівано? Ні сила тяжіння, що характеризується сферичною симетрією, ні сили, пов'язані з обертанням Сонця, не можуть надати короні такого незвичайного вигляду. Розгадка походження корональних структур криється в їх формах. Окремі корональні петлі, арки і полярні щіточки утворюють малюнки, що нагадують розташування залізних ошурків поблизу магніту. Подібно до того як ошурки вишиковуються уздовж силових ліній магнітного поля, так і в корональному газі проявляється структура сонячного магнітного поля. Саме магнітні сили відповідальні за утворення корональних структур, їх різноманітність і мінливість.
Подібно до магнітного поля Землі і багатьох інших небесних тіл, магнітне поле Сонця, ймовірно, зумовлене конвективними рухами і обертанням речовини-провідника всередині нього. З причин, які досі не з'ясовані, магнітне поле Сонця дуже мінливе. Приблизно кожні 11 років його полярність змінюється.
Взаємодія коронального газу і магнітного поля підпорядковується основним законам електромагнетизму. Вивчення магнітних явищ почалося з вивчення магнітних властивостей чорних металів, таких, як залізо. Відомо, що магнітне поле створюється рухомими електричними зарядами. У магнітних матеріалах такими зарядами є електрони, що обертаються навколо атомних ядер. Саме цим рухом електронів і обумовлені магнітні властивості цих матеріалів. Частинки іонізованого газу, такого, як корона, заряджені і взаємодіють з магнітним полем. Ці електромагнітні взаємодії роблять іонізований газ настільки відмінним від звичайних газів, що він отримав спеціальну назву – плазма. Плазму нерідко називають четвертим станом речовини. На такій відносно холодній планеті, як наша Земля, плазма зустрічається рідко. Однак для багатьох об'єктів Всесвіту цей стан речовини є основним.
Корональна плазма аж ніяк не пасивно реагує на сонячне магнітне поле. Оскільки корона розріджена і сильно іонізована, вона є відмінним провідником електрики і може підтримувати вельми сильні електричні струми. Останні в свою чергу генерують магнітні поля, що змінюють первісне поле.
Цією взаємодією корони з магнітним полем Сонця обумовлена багата різноманітність її властивостей, які не характерні для непровідного газу.
Динаміка сонячної корони
Чому вивчення динаміки корони так важливо? Чи чинить корональна активність якийсь прямий вплив на Землю? Вивчення корони дозволить глибше дослідити складну поведінку гарячого іонізованого газу в магнітному полі. Отримані результати стануть в нагоді при дослідженні набагато більш далеких і загадкових об'єктів, таких, як пульсари, квазари і активні галактики.
Ще більш значним видається той факт, що Земля «занурена» в сонячну корону. В кінці 1950-х років стало загальновизнаним, що саме високою температурою корони обумовлений сонячний вітер – потік сонячного газу, швидкість якого поблизу Землі досягає 400 км/с. Сонячний вітер – це витік корони в міжпланетне середовище.
Зараз вважають, що сонячний вітер, особливо його високошвидкісні потоки, утворюються в основному в корональних дірах. Недавні спостереження виявили існування своєрідних «корональних снарядів» – результат процесу конденсації холодної щільної речовини, який швидко прискорюється при проходженні через корону, збільшуючи витікання речовини із Сонця.
Магнітне поле Землі захищає її від прямого потоку сонячного вітру, який, однак, спотворює це поле. У напрямку до Сонця поле Землі стиснене, а в протилежному напрямку витягнуте у вигляді довгого хвоста. Область магнітного поля Землі, охоплена сонячним вітром, називається магнітосферою. Як і сонячна корона, магнітосфера Землі та інших планет – це свого роду лабораторії для вивчення взаємодії плазми з магнітним полем.
Перед земною магнітосферою утворюється великий ударний фронт на відстані близько 60000 км від Землі. При незмінному сонячному вітрі магнітосфера і ударний фронт залишалися б відносно один одного у фіксованому положенні. Однак вітер – це продовження корони, яка схильна до значних змін як у просторі, так і в часі. У міру обертання Сонця різні просторові нерегулярності корони – такі, як корональні діри і магнітні петлі – перетворюються в тимчасові варіації сонячного вітру, що досягають Землі. Динамічні явища на Сонці викликають зміни сонячного вітру.
В результаті зміни тиску сонячного вітру ударний фронт і магнітосфера зміщуються, стискаючи магнітне поле Землі і змінюючи його напруженість. Зміни магнітного поля збуджують електричні струми в іоносфері – провідному шарі верхньої атмосфери. Це в свою чергу може привести до раптових порушень дальнього радіозв'язку. Такі ж струми можуть збуджуватися в телефонних лініях і лініях електропередач – як повітряних, так і підземних, а також у землі. Тому сильні збурення на Сонці можуть спотворювати показання компасів, порушувати зв'язок і навіть подачу електроенергії. Частинки високої енергії, рухаючись по спіральних траєкторіях уздовж магнітних силових ліній, потрапляють в полярні області Землі і викликають полярні сяйва.
Читайте також:
