Глава VI. Солнце

§ 65. Общие сведения о Солнце

Солнце - ближайшая к нам звезда. Исследования Солнца дают представления об условиях, господствующих на его поверхности и в его недрах, и позволяют выяснить физическую природу звезд, которые видны нам практически безразмерными сверкающими точками.

Изучение явлений, происходящих на Солнце и в его ближайших окрестностях, имеет большое значение для понимания процессов, происходящих в околоземном пространстве.

Солнце огромно как по размерам, так и по массе. Его диаметр в 109 раз превосходит диаметр Земли, а объем - в 1 300 000 раз. Масса Солнца в 333 000 раз больше массы Земли и потому средняя плотность вещества равна 1,4 г/см3, что почти в четыре раза меньше средней плотности Земли.

Температура поверхности Солнца близка к 5800°. В недрах Солнца она гораздо выше и в центральной зоне достигает 15 млн. градусов. В результате высокой температуры вещество Солнца газообразно, а в его недрах атомы химических элементов «расщеплены» на атомные ядра и свободно движущиеся электроны.

Вся газообразная масса Солнца удерживается общим притяжением к его центру. Верхние слои сжимают своим весом более глубокие, и по мере увеличения глубины залегания слоя сжатие возрастает. В недрах Солнца давление достигает сотен миллиардов атмосфер, в связи с чем и плотность вещества в солнечных глубинах весьма велика: в центре Солнца она измеряется несколькими десятками граммов в кубическом сантиметре!

Это способствует протеканию в солнечных недрах термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий с выделением ядерной энергии. Эта энергия постепенно «просачивается» сквозь непрозрачное солнечное вещество во внешние слои и отсюда излучается в мировое пространство.

Солнце не имеет твердой поверхности. В его внешних слоях плотность вещества очень мала, но его непрозрачность с удалением от центра Солнца почти скачкообразно увеличивается, в результате чего мы видим резко очерченный диск Солнца.

Видимая солнечная поверхность - фотосфера - посылает в пространство все лучи непрерывного спектра. Над фотосферой расположен более разреженный слой, в котором возникают спектральные линии поглощения. Производя анализ солнечного спектра, содержащего свыше 30 тысяч линий поглощения, мы устанавливаем химический состав не фотосферы, а расположенных над ней слоев. В спектре Солнца найдено присутствие спектральных линий более 60 химических элементов.

Толщина фотосферы невелика, всего 100 - 200 км. Над ней расположен слой хромосферы, имеющий в среднем толщину около 20 000 км. Хромосферу мы видим во время полных солнечных затмений (см. § 68). Современные спектральные приборы позволяют наблюдать хромосферу каждый ясный день, не дожидаясь полного солнечного затмения. Хромосфера - слой, в котором происходят быстрые конвективные движения газов, поднимающихся вверх и опускающихся вниз. Этим и вызвано ее струистое строение. Были также обнаружены сравнительно небольшие, быстро движущиеся кратковременные выступы из хромосферы - спикулы (колоски), существующие всего несколько минут.

В хромосфере берут начало и более мощные выбросы газов, возвышающиеся иногда до 250 000 км (и более) - протуберанцы. Среди них выделяются два основных тгАга: стационарные, медленно изменяющиеся устойчивые облака газов, находящиеся во взвешенном состоянии над хромосферой, и быстро изменяющиеся - эруптивные (изверженные), которые с большими скоростями, подчас превышающими 700 км/сек, отрываются от хромосферы, вздымаясь на большие высоты. Они поднимаются, а затем или рассеиваются в атмосфере или падают обратно внутрь хромосферы (рис. 129). Бывали случаи, когда вещество протуберанца преодолевало солнечное притяжение и уходило в мировое пространство.

Протуберанцы, так же как хромосферу, можно наблюдать во время полных солнечных затмений, когда они выступают из-за темного края лунного диска. Изобретены спектральные приборы, позволяющие производить ежедневные наблюдения протуберанцев и хромосферы. Специальный, очень сложный светофильтр дает возможность наблюдать солнечный диск и его окрестности в монохроматическом свете и в нем видеть распределение тех или иных химических элементов в солнечной атмосфере: были обнаружены скопления, содержащие избыток водорода,- так называемые водородные флоккулы. Известны также и кальциевые флоккулы. Регулярные наблюдения дают возможность проследить за изменениями флоккул со временем.

Над хромосферой расположена простирающаяся на расстояния до 2 000 000 км солнечная корона. Корона - изумительно красивый объект для наблюдений; к сожалению, ее можно видеть только во время полной фазы солнечного затмения, когда Луна закрывает от нас диск Солнца. Солнечная корона состоит из двух частей - внутренней и внешней. Внутренняя корона - это желтоватый бесструктурный ободок, который окружает хромосферу. Внешняя корона - длинные струи серебристого цвета, «лучи» неправильной формы, отходящие от Солнца на очень большие расстояния. Вид солнечной короны не всегда одинаков. Это связано с периодическим изменением солнечной активности (см. § 66). Наиболее вытянутая форма короны наблюдается во время минимума активности (рис. 130).

Солнечная корона - сложное образование. В ней содержатся атомы различных химических элементов, свободные электроны,, движущиеся с очень большими скоростями, и на больших расстояниях от Солнца - мелкие пылинки. И те, и другие, освещенные солнечными лучами, рассеивают падающий на них солнечный свет и становятся видимыми для земного наблюдателя.

Во внутренней короне обнаружены эмиссионные спектральные линии, которые долгое время приписывали неизвестному на Земле химическому элементу - «коронию». Оказалось, что трудно отождествимые спектральные линии «корония» испускаются 12-кратно ионизованными атомами железа, 14-кратно ионизованными атомами кальция и др. Для того чтобы атомы могли потерять такое количество электронов, необходимо, чтобы они находились в таком быстром движении, какое соответствует температуре в 2 миллиона градусов!

Однако не все излучение внутренней короны обязано эмиссионному свечению ионизованных атомов. Внутренняя корона исстояние экрана от окуляра, можно изменять увеличение, но этому обычно препятствует рассеянный солнечный свет. В затемненной комнате можно получить очень большое увеличение и довести изображение солнечного диска до метра в диаметре.

Мы увидим на экране резко очерченный диск Солнца, покрытый «рябью». Создается впечатление белоснежной скатерти, на которой густым слоем рассыпаны рисовые зерна. Это явление называется грануляцией солнечной фотосферы. Яркие «зерна», имеющие поперечники, достигающие нескольких сотен километров, быстро в течение нескольких минут возникающие и исчезающие, называются гранулами. Это поднимаются и опускаются в солнечной атмосфере потоки горячих и охлажденных газов.

Кое-где между гранулами видны темные пятнышки -- поры, которые также изменчивы. С течением времени пора может или исчезнуть или развиться в солнечное пятно.

Солнечные пятна (рис. 132) - наиболее доступные для наблюдений образования. Иногда они достигают таких больших размеров, что их можно заметить на диске Солнца и невооруженным глазом. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Иногда они достигают 100 000 км в диаметре. Пятно состоит из темной тени и окружающей его полутени. Иногда, как показано на рис. 132, пятно разделено на две части ярким «фотосферным мостом». Часто наблюдаются группы пятен; в некоторых случаях вся группа окружена общей полутенью.

Солнечное пятно - это углубление в фотосфере, имеющее форму воронки; вещество солнечного пятна движется, втекая в него в верхних слоях и растекаясь от центра к краям в глубоких нижних слоях. Солнечные пятна обладают сильными магнитными полями, которые вызваны быстрыми вихревыми движениями заряженных частиц.

Пятна изменчивы как по размерам, так и по форме. В течение некоторого более или менее длительного промежутка времени данное солнечное пятно, родившееся из поры, развивается, постепенно увеличиваясь, иногда разделяясь на несколько отдельных пятен. Затем начинается период распада пятен. Они уменьшаются в размерах, затягиваются фотосферой и, наконец, исчезают. Периоды «жизни» пятен весьма разнообразны. Бывают пятна, существующие всего несколько суток. Иногда наблюдаются группы пятен и отдельные пятна, у которых период «жизни» тянется несколько месяцев.

Выполняемые ежедневно рисунки пятен представляют большой интерес, так как по ним можно проследить за изменением вида и размеров этих интересных образований, особенно если использовать большое увеличение.

Ежедневные наблюдения солнечных пятен, состоящие в нанесении их положения на солнечном диске, позволяет обнаружить осевое вращение Солнца. Ось вращения наклонена к плоскости эклиптики под углом, равным 82°45'. Проходящая через центр Солнца перпендикулярно к оси его вращения плоскость пересекает поверхность Солнца по солнечному экватору, который наклонен к эклиптике под углом 7°15'. На рис. 133 изображены различные положения солнечного экватора и двух параллелей, как они наблюдаются в различное время года. Направление вращения Солнца совпадает с направлением орбитального движения планет.

Для определения положений пятен и других деталей введены гелиографические координаты - широта и долгота, аналогичные географическим координатам точек земной поверхности. Способы определения гелиографических координат описаны в Дополнении II (стр. 362).

Солнце вращается не как одно целое. На солнечном экваторе период вращения равен 25,38 средних суток. По мере возрастания гелиографической широты период возрастает и в полярных областях равен 34 суткам.

Кроме пятен вблизи краев солнечного диска наблюдаются светлые области - факелы. Это облака более нагретых газов, взвешенные в более высоких слоях солнечной атмосферы. Очень часто, когда пятно находится на краю диска, мы видим окружающие его группы факелов - факельные поля. Факелы, так же как пятна, очень изменчивы и по форме и по размерам.

Многолетние наблюдения показали, что число солнечных пятен и общая занятая ими площадь изменяются со временем. Когда на Солнце видно очень много пятен, наступает максимум солнечной активности. Минимум наступает тогда, когда диск Солнца или совершенно чист (на нем не видно ни одного пятна), или имеется не более двух-трех небольших пятен вблизи солнечного экватора. Солнечная активность подвержена периодическим изменениям с периодом, равным в среднем 11,06 года. Однако не все ее максимумы одинаково высоки. По-видимому, есть еще и другие, более продолжительные периоды. Последний максимум наблюдался в 1968 г.

Хотя причина изменения солнечной активности еще не окончательно выяснена, установлен ряд характеризующих ее важных фактов.

Во-первых, после минимума солнечной активности пятна начинают появляться в высоких гелиографических широтах, т. е. далеко от солнечного экватора (но не выше + 60°). Затем с течением времени пятна возникают в областях с меньшими гелиогра-фическими широтами, и перед новым минимумом они появляются в экваториальной зоне.

Во-вторых, большинство пятен возникает парами. То пятно, которое является первым во вращательном движении Солнца называется «головным»; второе пятно называется «хвостовым». Специальные наблюдения позволяют определить напряженность магнитного поля пятна и его полярность. Оказалось, что головное и хвостовое пятна обладают противоположными полярностями. При этом, если в северном полушарии Солнца головное пятно обладает южной полярностью, а хвостовое - северной, то в южном полушарии Солнца полярность пятен обратная (головное имеет северную, а хвостовое - южную полярность). Это наблюдается у всех парных пятен на протяжении всего данного цикла солнечной активности.

По прошествии цикла солнечной активности, т. е. примерно через 11 лет, полярность пятен изменяется на обратную. Теперь на протяжении всего следующего цикла головное пятно северного полушария будет иметь северную полярность, а южного - южную.

Таким образом, период солнечной активности надо считать близким не к 11, а к 22 годам.

Изучение солнечной активности - очень важная задача, так как установлено, что ряд явлений на Земле тесно связан с ней.

Для определения солнечной активности введен индекс Вольфа W, который определяется следующим образом:

W = 10g +f, (6.1)

где через g обозначено количество групп солнечных пятен, а черезf - общее число пятен.

Уточним понятие о группе, учитываемой при вычислении g. Прежде всего принято считать каждое единичное пятно или отдельную пору группой. Так, например, если в данный момент на солнечном диске видна одна большая группа пятен, два одиночных пятна и пять отдельных пор, то g - 8. Группой считается несколько пятен, расположенных на площади, простирающейся на 5-7° по гелиографической широте и на 10-15° по гелиографической долготе.

При образовании числа Вольфа учитывается и число отдельных пятен. Надо уточнить и это понятие. Часто наблюдаются весьма сложные пятна, особенно входящие в группы. Фотосферные мосты разделяют их на части. Поэтому каждое отдельное ядро, заключенное внутри пятна или группы, считается пятном и добавляет единицу в f. Пора также считается пятном. Обособленная область полутени, не обладающая ядром, также считается за пятно.

Из этого ясно, что число Вольфа - понятие весьма условное. Его величина зависит от многих факторов, главным образом от качества и размеров инструмента. Для унификации условий наблюдений зарисовки солнечного диска делают на экране, совместив изображение диска с окружностью диаметром 100 мм, часовой механизм телескопа при этих зарисовках должен быть включен. Затем надо остановить часовой механизм и по суточному движению какого-либо пятна наметить направление суточной параллели, если мы хотим по этому рисунку определить также и гелиографические координаты солнечных пятен.

При совместной обработке наблюдений, выполненных различными наблюдателями на разных инструментах, для каждого из них выводится редукционный коэффициент, а затем после редукции индивидуальные особенности сглаживаются и получаются средние данные о солнечной активности. На рис. 134 показано изменение солнечной активности за 266 лет. Наглядно видны ее циклические колебания.

Заметим также, что помимо индекса W используется индекс W', который равен числу Вольфа, подсчитанному для внутренней зоны солнечного диска, радиус которой равен половине радиуса солнечного диска. Вместо числа Вольфа можно подсчитывать по рисункам или фотографиям общую площадь, занятую пятнами, но это сложнее.

Для описания вида пятен их можно классифицировать. Предложено несколько классификаций. Приводим одну из них: I. Одиночная пора. П. Группа пор.

III. Одиночное пятно.

IV. Одиночное пятно с порами.

V. Двухполюсная группа с большим головным пятном.

VI. Двухполюсная группа с малым головным пятном. VII. Двухполюсная группа с почти одинаковыми пятнами. VIII. Группа со многими центрами, состоящими из пор. IX. Группа со многими пятнами. X. Особые случаи. Тип группы обычно обозначается буквой n.

В. В. Шаронов, много лет занимавшийся изучением советских любительских наблюдений Солнца, выработал иную, более подробную классификацию, которая описана в его книге «Солнце и его наблюдение» (Гостехиздат, 1949 и 1953).

Регулярные наблюдения позволяют определить еще одну характеристику - числовой индекс r, зависящий от изменчивости пятна со временем. Если группа бурно растет, то r = 1. Если она растет не очень быстро, то r = 2. Если группа не изменила своих размеров, то пишут r = 3. Группу, уменьшающую размеры, характеризуют числом r = 4, и, наконец, быстро уменьшающуюся группу обозначают числом r = 5.

На рисунке солнечного диска надо также обвести контуром области, занятые факелами. Интересно также оценить яркостьJ факела и характеристику К его вида по следующим шкалам:

J - О - слабый еле заметный факел,

J = 1 - заметный, но слабый факел,

J - 2 - факел средней яркости,

J = 3 - яркий факел,

J = 4 - очень яркий факел.

К = I - однородное факельное поле или несколько однородных участков,

К = II - поле с волокнистой структурой,

К = III - поле с точечной структурой.

Внизу списка всех факельных полей указываются также величиныае и aw, характеризующие общую видимость факелов на восточном (ае) и западном (Aw) краях солнечного диска. Шкала для оценки величин А такова:

0,0 - факелы отсутствуют, или видны одно-два небольших поля с яркостью J = 0,

1,0 - наблюдаются два - четыре факела с яркостью J = 0-1 или одно факельное поле с J = 1-2,

2,0 - наблюдаются два - четыре факела с J = 2 или одно факельное поле небольшой площади с J = 2 - 4,

3,0 - большое число факелов с J = 0-2 и не больше одного большого факельного поля с J = 3-4,

4,0 - максимальная яркость и площадь факельных полей. Все эти наблюдения дают материал для статистического изучения тех изменений, которые происходят на Солнце.

В журнале наблюдений надо обязательно отметить дату и время наблюдения (начало и конец), состояние неба и качество изображений (плохое качество обозначается цифрой 1, а идеальное - цифрой 5), характеристику инструмента и способа наблюдений, а также фамилию наблюдателя. Рисунки необходимо сохранять.

Приведем в заключение образец журнала наблюдений. Каждый рисунок солнечной поверхности сопровождается отдельным листом, содержащим основные данные, полученные из рисунка.

Схема журнала наблюдений фотосферы

Инструмент - 100 мм рефрактор Секретана. Наблюдатель - Б. А. Драгомирецкая.

1949 октябрь 9,10 ч.15 м. = 9^Д,42.

Р = +26°, В = +6°, L_o = 226°(Р - позиционный угол оси вращения Солнца; В - гелиографическая широта центра солнечного диска; Ln - долгота центрального меридиана (см. Дополнение II). Они приводятся в астрономических календарях.)