Сонячна активність

Сонячна активність — комплекс явищ, що охоплюють всю атмосферу Сонця в областях розмірами 10⁵ -10 км за час 10⁶ -1 с.

Усі прояви сонячної активності виникають у результаті по­силення й (або) взаємодії місцевих (локальних) магнітних полів у верхній частині конвективної зони в атмосфері.

Істотними особливостями сонячної активності є її циклічність і вплив на геосферні оболонки й навколоземний космічний простір.

Рис. 2. Утворення протуберанців

Активні області виникають внаслідок спливання потужної трубки магнітного потоку з магнітного шару біля основи конвек­тивної зони. Разом із плазмою піднімаються «вморожені» у неї магнітні поля з індукцією 0, 2-0, 3 Тл, що виникають внаслідок неоднорідності обертання Сонця й мають складну структуру, яка в ході руху набуває петлеподібної форми. Гігантські стійкі біпо­лярні магнітні області мають два полюси протилежної полярності, що з’єднуються системою арок завдовжки до 30 000 км і заввиш­ки до 5000 км. Вершини арок повільно піднімаються; біля полюсів арок сонячна речовина повільно стікає вниз (рис..2). У фотосфері активні області розщеплюються на безліч тонких трубок, напруже­ність магнітного поля у яких становить 1^.10³ — 2^.10³ Е. Вони утво­рюють смолоскипові поля. Області перетинання тонких магнітних трубок з фотосферою спостерігаються у формі груп сонячних плям.

Дехто з учених сумнівається в існуванні трубок магнітного по­току й уважає, що сонячна плазма, яка циркулює в супер грануляційних осередках, сама може посилювати магнітне поле до значної напруженості й породжувати біполярні магнітні конфігурації.

Зазвичай магнітне поле на ділянці сонячної поверхні має індукцію Тл. Воно не може управляти рухом плазми, що віль­но бере участь у конвекції, оскільки густина кінетичної енергії плазми Ж = 125Дж/м³ вища за густину енергії магнітного поля 4·10^-3 Дж/м³. Магнітне поле біполярної магнітної області пригні­чує конвекцію, якщо його індукція досягає 0, 2 Тл; густина енергії магнітного поля виявляється істотно вищою за густину кінетичної енергії плазми, що бере участь у конвективному русі, а магнітне поле не може рухатися поперек ліній індукції.

Рис. 3. Рух речовини в сонячній атмосфері. Арки біполярних магнітних областей

За масштабами і часом прояви сонячної активності розділяють­ся повільно змінні — коронарні діри, смолоскипові поля, плями, фотосферного волокна — і швидкозмінні — протуберанці, хромо­сферні спалахи й т. ін. (рис. 3).

Коронарні діри — області зниженої яскравості корони, у яких силові лінії великомасштабного магнітного поля, пронизуючи всю корону, ідуть у міжпланетний простір — спостерігаються в рентге­нівському діапазоні довжин хвиль у вигляді чорних провалів на тлі яскравого сяйва корони. Яскраві області над центрами активності з підвищеною густиною плазми називаються коронарними конденсаціями.

Смолоскипові поля (флокули) — області ослаблення магніт­них трубок (місцевих магнітних полів) до індукції 0, 05-3 мТл, де на поверхню Сонця «проривається» більш нагріта (до 10 000 К) со­нячна речовина. Спостерігаються у вигляді світлих ділянок фото­сфери, що часто оточують сонячні плями. Розміри смолоскипових полів — від 5000 до 50 000 км, середній «час життя» — місяці (до року). У роки максимумів сонячної активності смолоскипові поля займають до 10 % поверхні Сонця.

Сонячні плями — темні проміжки тіні, оточені світлішою пів­тінню, — області сонячної поверхні температурою близько 4000 К і розмірами від 1 до 35 000 км (площа сонячної плями у квітні 1947 р. становила 18 130 000 000 км²), що виникають там, де міс­цеві магнітні поля індукцією 0, 4-0, 5 Тл, «спливаючи» на поверхню Сонця, пригнічують конвекцію. Позбавлена підігріву «знизу» ді­лянка сонячної поверхні остигає й за контрастом з навколишньою «гарячою» поверхнею здається чорною плямою. Кількість, величина й розташування плям і груп плям постійно змінюються. Середній «час життя» плями — від декількох діб до декількох тижнів (макси­мум — до 200 діб). Як правило, плями утворюються групами, у яких вони концентруються переважно навколо ведучої (західної) і веденої (східної), що мають різну полярність, причому силові лінії магнітно­го поля ніби виходять із однієї плями й входять в інші.

Протуберанці — порівняно холодні густі хмари сонячної речо­вини (Т~ 10⁴ К), викинуті в хромосферу внаслідок прискорювальної дії магнітних трубок місцевих полів на рух сонячної речовини на висоту близько 10⁴ км. Протуберанці мають різноманітну ви­гадливу форму. Речовина спокійних протуберанців, що плавають у хромосфері до 1 року, лежить у поглибленнях «прим’ятих» арок магнітного поля. В активних, або еруптивних, протуберанцях, що вирізняються швидким розвитком, існують протягом тижнів, рід­ше — місяців, а в довжину сягають до 150 000-250 000 км, плазма тече уздовж ліній магнітного поля зі швидкістю до 7000 км/с.

Хромосферна сітка спостерігається в ультрафіолетовій частині спектра в хромосфері у вигляді сукупності великих осередків роз­мірами 2^.10⁴-3^.10⁴ км, що покривають сонячний диск й усере­дині яких газ розтікається від центра зі швидкістю 0, 3-0, 4 км/с до границь, де магнітне поле посилюється до 10^-15 Е. Середній «час життя» окремого осередку — до кількох діб.

Сонячні хромосферні спалахи виникають у групах плям із про­тилежним напрямом магнітних полів під час їх взаємного зни­щення (анігіляції). Механізм їх виникнення такий: між плямами різної полярності виникає нейтральний шар, магнітна індукція в якому дорівнює нулю; за певних умов у ньому може виникнути обумовлений рухом електронів й іонів плазми електричний струм, що нагріває плазму за рахунок енергії магнітного поля. Оскільки плазма має дуже невеликий опір, за звичайних умов її нагріван­ня в нейтральному шарі незначне, але поля «вичавлюють» плазму в нейтральний шар і стискають його. У міру стиску нейтрального шару збільшується швидкість частинок — носіїв струму; електро­ни прискорюються сильніше за масивні іони. Плазма стає неодно­рідною, у ній виникають турбулентні рухи, завихрення, зростають електричний опір і температура плазми (до 10⁷ К). В області роз­мірами до 1000 км виділяється до 10²² -10²⁵ Дж/с енергії (як за од­ночасного вибуху мільярдів термоядерних бомб). Під час спалаху утворюється велика коронарна хмара температурою 2·10⁷ - 3·10⁷ К (до 10⁸К). Спалахи (до 10 за добу) породжують потужне ультрафі­олетове, рентгенівське й радіовипромінювання, викид заряджених частинок зі швидкістю до 30 000 км/с — сонячні космічні промені.

У вершинах гранул щохвилини спостерігаються тисячі й де­сятки тисяч короткочасних спалахів — клінкерів. («блимавок») потужністю до 10³ Мт і розмірами до 10⁴км. Можливо, саме вони породжують сонячний вітер і передають частину енергії від «холод­ної» фотосфери «гарячій» короні.

У глибині хромосфери, в 1500-2500 км над фотосферою в осно­вах окремих коронарних петель, що виникають в активних облас­тях після сонячних спалахів, протягом десятків годин спостері­гаються «губчасті» утворення — «сонячні мохи», де розпечена до 10⁷ К плазма сильно й зовні безладно «перемішана» з відносно «хо­лодною» (до 6000 К) сонячною речовиною.

У районі сонячних полюсів спостерігаються потужні вихори й смерчі — висхідні потоки сонячної речовини зі швидкістю коло­вих рухів до 500 000 км/год.

Кількісна характеристика сонячної активності — числа Воль­фа — визначається за формулою: W = 10g+ƒ, де g — кількість груп плям, ƒ — кількість всіх спостережуваних плям. Іншими, більш точними індикаторами сонячної активності є сумарна площа плям й інтенсивність сонячного радіовипромінювання.

Сонячний цикл — періодичний процес появи й розвитку на всій поверхні Сонця активних областей, обумовлених «спливанням» в атмосферу сильних магнітних полів.

Середній проміжок між двома максимумами сонячної актив­ності дорівнює 11, 1 року.

Рис. 4.11-річний цикл сонячної активності

Під час мінімуму сонячної активності для зовнішнього спостері­гача корона «стискується» біля полюсів, над якими видні лише тон­кі промені — коронарні щіточки. Іноді протягом тижнів у мінімумі сонячної активності у фотосфері не спостерігається жодної плями.

На початку циклу на широтах ±30° з’являються окремі дрібні сонячні плями. Період росту активності триває близько 4, 2 року. У цей час збільшуються число й розміри окремих плям і груп плям, зона їх появи доходить до сонячного екватора, зокрема до ±15° у даному максимумі активності. У сонячній короні над центрами активності в середніх широтах розвиваються потужні довгі коро­нарні промені. У максимумі активності число Вольфа перевищує 150-200 одиниць. Сонячна корона набуває «розпатланої» сферич­ної форми. Концентрація рентгенівського й короткохвильового ви­промінювання в 3-4 рази вища, ніж у мінімумі.

Далі відбувається 7-річний спад активності, у якому зона появи сонячних плям спускається до екватора Сонця, зокрема до широт ±8°; потім після недовгого затишку на широтах ±30° утворюються плями нового циклу.

Зазвичай комплекс явищ сонячної активності відбувається в та­кій послідовності: під час спливання трубки магнітного потоку по­силюється магнітне поле, після чого у фотосфері з’являється смолос­кипове поле, що розширюється й збільшує свою яскравість. За добу у ньому виникають і розвиваються крихітні пори, що поступово розростаються в чорні плями й групи плям: через 10 діб їхні розмі­ри збільшуються до 10 000 км. У хромосфері й короні відбуваються бурхливі процеси. Потім активність області поступово зменшується: через 2-3 місяці плями зникають, але ще довго, протягом місяців над цим місцем своєрідним пам’ятником буде висіти величезний протуберанець, і лише через рік активна область зникає повністю.

Рис. 5. «Віковий» цикл сонячної активності

протягом цього циклу всі ведучі сонячні плями в Північній півкулі мають ту саму полярність, а в Південній півкулі — проти­лежну. У наступному циклі полярності змінюють свій знак. По­лярні магнітні поля мають найбільшу напруженість (до 1 Е) в епо­ху мінімуму активності й зникають, змінюючи знак біля полюсів в епохи максимумів. Повернення до попередньої магнітної ситуації відбувається через 22 роки, спричиняючи існування 22-річного ци­клу. Відставання за фазою явищ у високих і низьких широтах веде до відставання на 5 років явищ, пов’язаних з високоширотним маг­нітним полем Сонця і їхнім впливом на магнітосферу Землі.

Сусідні цикли тісно пов’язані між собою. Відносна інтенсив­ність ll-річних. циклів змінюється з 80-90-річним («віковим») циклом сонячної активності. Установлено існування 1800-річного циклу; можливе існування більш тривалих циклів.