Дослідження Сонця - найближчої зірки

Від молодого сонця до сучасного.

При конструюванні моделі для зірок головної послідовності можнавизначити, яка кількість енергії виділяється в кожній точці центральнійобласті зірки за рахунок згорання водню. Відомо також, скільки атомівгелію виникає там у кожну секунду. У центрі «молодого» Сонця на коженкілограм речовини утворюється за кожен рік один десятимільйонна дляграма гелію. Якщо обчислити для кожної точки в обсязі зірки, скількигелію утворюється там за мільйони років, то ми отримаємо хімічний складмоделі Сонця, який формується через мільйон років після початку горінняводню.

Заклавши в обчислювальну машину новий склад центральних областейзірки, можна отримати нове рішення для моделі. Але при збільшенніконцентрації гелію змінюються і властивості зоряного речовини. Інший стаєйого прозорість для випромінювання, а ядерні реакції перетворення водню вгелій йдуть не так повно, як у «молодому» Сонце. Така модель зіркиописує властивості Сонця через мільйони років після початку ядерних реакцій;вона відрізняється від моделі "молодого" Сонця надзвичайно слабо, оскількимільйон років - це дуже малий проміжок часу в порівнянні з мільярдамироків, протягом яких Сонце світить за рахунок ядерних реакцій. Томутемпература поверхні в новій моделі майже така ж, як у «молодого»
Сонця, а світність лише не на багато вище. Оскільки в центрі зіркистає менше водню, температура центральних областей Сонця в новіймоделі злегка підвищується. Це означає, що тепер там утворюється трохибільше енергії, ніж раніше.

Нова модель Сонця теж показує нам, де звільняється енергіяядерних реакцій і скільки водню перетворюється в гелій за кожну секунду.
І знову ми можемо визначити хімічний склад зірки ще через один мільйонроків. Для цього нового хімічного складу знову можна побудувати модельвнутрішньої структури Сонця.

Так ми можемо послідовно переходити від однієї моделі Сонця до цілогоряду інших. Оскільки в результаті кожного розрахунку ми можемо визначититемпературу поверхні і світність, то кожну з цих моделей можназобразити точкою на діаграмі Г - Р (Герцшпрунга і Рессепа). На ційдіаграмі з'являється ланцюжок точок, початок якої збігається з «молодим»
Сонцем. Ця послідовність точок описує, як переміщається Сонцепо діаграмі Г - Р в ході свого розвитку.

2
Ми визначили, таким чином, шлях розвитку Сонця. Він показаний на рис.1. надеяких ділянках цієї траєкторії зазначено час, що минув з моментузапалювання водню в надрах Сонця

Рис.1. Шлях розвитку Сонця на діаграмі Г - Р. він починається від

"молодого" Сонця, що проходить через точку, яка відповідає сучасному Сонця, а потім йде в бік від «молодої» головної послідовності в область червоних гігантів. На малюнку позначено час, що минув з моменту початку ядерної реакції перетворення водню в гелій в надрах

«молодого» Сонця.

Шлях розвитку нашого модельного Сонця проходить через точку надіаграмі, яка відповідає сучасномучасу. Тепер ми добре бачимо, що відмінності у властивостях між молодим
Сонцем і сучасним Сонцем пов'язано з поступовою еволюцією тимчасовоїнашої зірки.

Розрахунки дозволили нам з'ясувати і вік нашого Сонця. Тим
«Молодим» Сонцем на діаграмі і Сонцем у теперішньому часі пройшло 4,5млрд. років. Такий вік нашого Сонця.
Структури «молодого» Сонця і сучасного Сонця не надто відрізняютьсяодин від одного. Тут і там ми спостерігаємо конвективний зовнішній шар, в тойчас як у більш глибокої області енергія переноситься від внутрішніх шарівдо зовнішніх за допомогою випромінювання. Перетворення водню в гелій відбувається вреакціях протон - протонної ланцюжка. Сучасне Сонце відрізняється відмолодого тільки тим, що в його центральній області міститься деякийкількість гелію, що виник в результаті ядерних реакцій. У той час якв зовнішніх шарах на кілограм речовини доводиться 270 грамів гелію, вцентральних областях зміст досягає 590 грамів. Приблизно 300грамів на кілограм маси утворилося

в результаті згоряння водню. У зовнішньому шарі сонячне речовинапостійно перемішується. Кожен грам речовини, що досяг зовнішньоїповерхні, за деякий час до цього знаходиться в нижній частиніконвективного шару, де температура речовини становить близько одногомільйона градусів. Це приблизно в 170 разів вище температури поверхні
Сонця.

Чому на Сонці немає дейтерію?

Ядро атома дейтерію одного з ізотопів водню, складається з протона інейтрона. Дейтерій не може існувати при високій температурі, якіспостерігаються в надрах зірки. Вже при температурі в 500 000 градусівядра дейтерію можуть взаємодіяти з ядрами водню. В результаті такоїреакції утворюється ізотоп гелію. Дейтерій зустрічається в природі в невеликихкількостях: його можна знайти, наприклад, у міжзоряному речовину, з якоїутворилися всі зірки. При народженні Сонця дейтерій теж повинен був увійтидо його складу, оскільки слід цього ізотопу водню спостерігається і на Землі.
Так, на приклад, в океанській воді на кожні 5000 атомів звичайного воднюзустрічається 1 атом дейтерію.

Однак цей ізотоп відсутній у сонячній атмосфері. Це недивно, оскільки з нашої комп'ютерної моделі випливає, що в зовнішніхшарах сонця дейтерію просто не може бути. Причиною цього єконвекція. Кожен атом дейтерію на зовнішній поверхні Сонця рано чипізно опиниться в результаті конвективного перемішування у дна конвективноїзони. У цій області температура наближається до одного мільйону градусів.
Як тільки атом дейтерію потрапляє в цю область, він при зіткненні з ядром водню перетворюється в ізотоп гелію. За час,що минув з моменту виникнення Сонця, весь дейтерій повинен бувзруйнуватися. Навіть якщо сьогодні дейтерій потрапляє на Сонце звідки-небудь зкосмічного простору, то через два або три роки атоми дейтеріювиявляться у внутрішніх, гарячих шарах Сонця і перетворяться на атоми гелію.

Чому на Сонце мало літію?

Наша комп'ютерна модель не може пояснити всіх фактів. Коли астрономививчали хімічний склад сонячної поверхні, то виявилося, що на
Сонце надзвичайно рідко зустрічається (у порівнянні з концентрацією на
Землі) ще один елемент літій. Цей елемент відноситься до числа найбільшлегких у періодичній системі: ядро атома літію складається з 4 нейтронів і 3протонів. Такі атоми зустрічаються на Сонце вкрай рідко. У порівнянні зйого концентрацією на Землі, а також в порівнянні з концентрацією вметеоритному речовину, що потрапляє на Землю з космічногопростору, один кілограм сонячного газу містить в 100 разів меншелітію. Можливо, цей елемент теж руйнується при високих температурах внижній частині конвективної зони?

Дійсно літій може поглинати протон, і розпадатися на два атомигелію. Але температура в один мільйон градусів, яка спостерігається в нижнійчастині конвективної зони, недостатня для цієї реакції. Руйнування літіювідбувається значно глибше, приблизно при температурі 3 мільйониградусів. У всіх комп'ютерних моделях, які існують до нашого часу,конвективна зона не проникає нижче шару з температурою 1 мільйон градусів.
Тому наша модель не може пояснити малий вміст літію на Сонце.
Може бути літій був відсутній з самого початку? Це надзвичайно малоймовірно. В даний час вважається, що Сонце, планети і метеоритивиникли з одного і того ж речовини, яка спочатку мала один ітой же хімічний склад. Куди ж подівся літій на Сонце? Як пояснитице парадокс?

Вихід зі становища є: у проміжок часу між освітою зірок іпочатку ядерних реакцій перетворення водню в гелій, не конвективна зонана Сонці проникала істотно глибше, ніж тепер. Вона досягала областейз температурою, щонайменше, в 3 мільйони градусів. У цей час більшачастина літію, з зовнішніх шарів Сонця могла проникнути в глибину ізруйнуватися.

Що станеться в майбутньому з нашим Сонцем?

Що ж буде далі? Що станеться, коли все більше водню будевигорати, і в центрі Сонця буде накопичуватися гелій? Модельні розрахункипоказують, перш за все, що в найближчі 5 мільярдів років практичнонічого не зміниться. Сонце буде повільно (як показано на рис.1.)переміщуватися вгору по своєму шляху розвитку. Світність Сонця при цьомубуде поступово підвищуватися, а температура на його поверхні стане впочатку трохи вище, а потім почне повільно знижуватися, але всі ці змінибудуть невеликі.

Через 10 мільярдів років після початку горіння водню світність Сонцябуде всього в два рази вище нинішньої. До цього часу людство (якщовоно ще буде існувати на Землі) вже давно почне відчуватикліматичні труднощі. Однак потім стане ще гірше. А поки діаметр
Сонця всього в 2 рази перевищує нинішній.

Тим часом, у надрах Сонця до цього часу в надрах Сонця вжевідбудуться істотні зміни. У центрі весь водень вже будевичерпано. Центральна область вже цілком заповнена гелієм. У центрі невідбувається ядерних реакцій, оскільки весь водень вже вигорів, а дляперетворення гелію в вуглець температура занадто мала. Тільки на поверхніцього гелієвого кулі, там, де гелій межує із шаром, багатим воднем,ще відбувається згорання водню. Поступово вигорає і цей водень, арадіус гелієвої сфери в центрі Сонця збільшується. Якщо на початку в нашого
Сонця було ядро, де відбувалися ядерні реакції перетворення водню вгелій, то тепер горіння водню відбувається в тонкій сферичної оболонці,яка поступово розширюється і переміщується в зовнішні області, все щебагаті воднем. З плином часу діаметр гелієвого кулі в центрі
Сонця стає все більше. На діаграмі Г - Р Сонце переміщується направо вгору в область червоних гігантів (рис.1.). Сонячний куля стаєвсе більше і одночасно холодніше. Через 13 мільярдів років розміри Сонцястануть приблизно в 100раз більше, ніж сьогодні, а світність збільшиться в
2000 разів. У той же час температура поверхні знизиться. Вона будестановити всього 4000 градусів, тобто на 1800 градусів менше, ніж тепер.

Але нас це вже не врятує. До того часу океани на Землі давно вжевипаруються, а під палючим промінням Сонця буде плавитися

7навіть свинець. Земля перетвориться на гарячу піч, на якій вже не зможеіснувати життя. Над млявої поверхнею
Землі буде світити гігантський сонячний куля з розміром в півнеба. Булоб, звичайно, цікаво дізнатися, на скільки вірні ці пророкуваннякомп'ютерної моделі.

Наші спостереження не погано описують основні властивості нинішнього Сонця.
Але чи можна зробити з цього висновок, що модель так само добре пророкуєі сумні для людей наслідки його розвитку? У нас є для цього прямепідтвердження. Якщо нанести на діаграму Г - Р зірки з шаровогоскупчення, то на головній послідовності не виявиться зірок, світністьяких в 3 рази і більше перевищує сонячну. Це відповідає приблизно
1.3 маси Сонця. Справа в тому, що найбільш яскраві зірки з головноїпослідовності вже «спалили» свій водень. Зірки, маси якихперевищують сонячну в 1.3 рази і більше, розташовані на гілці, якавідходить від головної послідовності на право вгору, в область червонихгігантів. Ці зірки розвивалися приблизно так само, як передбачає нашамодель Сонця. Маса цих зірок зовсім не на багато перевищує сонячну.

На рис.2. зображена діаграма Г - Р для зірок головноїпослідовності кульового скупчення М3. На цій діаграмі чорної стрілкоюзображений шлях розвитку зірок, подібних до Сонця. З рис.2. добре видно, щозірок кульового скупчення розвиваються так само, як буде

Рис.2. Діаграма зірок зкульового скупчення М3. На

цьому малюнку завдано шлях розвитку зірок головної послідовності (чорна стрілка), який показує, як зірки головної послідовності переміщаються в область червоних гігантів.

8розвиватися наше Сонце в майбутньому. На діаграмі показані зірки, яківже переміщаються по діаграмі на право вгору. Така доля спіткає і
Сонце через 8 мільярдів років. Більш важкі зірки випереджають Сонце, вонивже сьогодні показують нам, що очікує в майбутньому наше Сонце. І якщо надеяких планетах, що утворюються навколо цих зірок, колись була, життя тотепер це життя там вже не існує, і всі її сліди згоріли в потоцітепла, що випускають ці зірки. Таким чином, астрономічніспостереження підтверджують, що наші передбачення подальшої долі Сонця, дожаль правильні.

Загальні відомості про Сонце.

Сонце - рядова зірка нашої Галактики. Це єдина зірка настількиблизька до Землі, що на ній видно окремі деталі її поверхні. Вивчаючиїх, ми можемо глибше зрозуміти природу інших зірок, що знаходяться на значновеликих відстанях.

Середня відстань від Землі до Сонця складає 149.6 мільйонів км. Такяк Земля обертається навколо Сонця по еліптичній орбіті, то в січні вонаближче до нього на 2.5 мільйона км, а в липні - настільки ж далі. Радіус
Сонця R = 696 000 км, маса m = 1.99 10 г, середня щільність p = 1,41г/см. Повна кількість енергії випромінюється, Сонцем, становить L = 3.86 10 ерг/сек або L = 3.86 10 Вт Але Земля отримує лише 5 10 частку всієївипромінюваної Сонцем енергії. Ефективна температура Сонця ТЕФ = 5806 К,його спектральний клас G2.

Сонце обертається не як тверде тіло, його кутова швидкість в мірувіддалення від екватора зменшується (рис.3.). Таке обертання отрималоназва диференціального або зонального обертання. За спостереженнями багатьохтисяч плям встановлено, що w = 14.4 - 2.7 sin b, де - кутовевідстань від екватора, геліографічна широта період обертання Сонцязмінюється від 25 діб на екваторі до 30 діб поблизу полюсів. Лінійнашвидкість обертання на екваторі близька до 2 км/с.

Рис.3. Схема обертання Сонця. Зліва - плями,

розташовані уздовж центрального меридіана, з права їх положення після одного обороту

Сонць.

спостерігається випромінювання Сонця виникає в його зовнішньому тонкому шарі,який називається фотосферою. Товщина цього шару не перевищує 0.001радіусу Сонця, тобто близько 700 км. Щільність речовини на нижній межіфотосфери становить 5 10 г/см, тоді як на верхній межі вона втисячу разів менше. Рівень з

щільністю p = 10 г/см і температурою Т = 4600 К умовно називають
«Поверхнею» Сонця. Щільність у фотосфері Сонця з висотою зменшуєтьсябезперервно. І все ж спостерігачеві впадає в око різка межа Сонця,чіткий край сонячного диска. Справа в тому, що при вивченні краю диска
Сонця спостерігач бере випромінювання, що утворюються в стовпчику газу,орієнтованому уздовж променя зору. У кожен елементарний об'єм стовпчика,випромінювання надходить з більш глибоких шарів. Тут воно поглинається іперевипромінюють в усіх напрямках і частково в напрямку спостерігача.
Очевидно, що чим далі від центру Сонця, тим менше число квантів буде
«Переадресовано» у напрямку до спостерігача. Розрахунки показують, щозміна інтенсивності від I = 0 до максимального значення відбувається вшарі товщиною близько 300 км. Із Землі цей шар видно всього під кутом 0'', 4.
Він і сприймається спостерігачем як різкий край сонячного диска.

У моменти сонячних затемнень навколо Сонця добре видно невелике кільцеяскраво-червоного кольору-хромосфера, оточена сріблясто-білою короною. Зазвичайспектри хромосфери і отримують під час повних сонячних затемнень. Окремідеталі її внутрішньої структури вивчають за допомогою хромосферних телескопів зінтерференційної - поляризаційними фільтрами.

Протяжність хромосфери становить близько 10 000 км. Було знайдено, щощільність в ній змінюється з висотою повільніше, ніж у фотосфері.
Підтвердження сказоному є присутність в спектрі хромосфери лінійіонізованого гелію

У той же час в спектрі хромосфери видно також лінії бальмеровських серіїводню, які можуть утворюватися лише у випадках низької температуривипромінюючого газу.

Ці суперечливі дані можна узгодити, якщо в хромосферіодночасно присутні і холодні, і гарячі елементи газу. Томумодель хромосфери виглядає наступним чином. У нижній її частині температурадорівнює 4500 - 4800 К. на висоті близько 2000 км з'являються гарячі струмені --спікули, температура яких сягає 50 000 К і які оточеніхолодним газом з температура 20 000 К (мал.4.). Висота окремої спікулисягає декількох тисяч кілометрів, товщина - близько однієї тисячікілометрів. Зі швидкостями порядку 20 км/сек спікули рухаються вгору ірозчиняються в короні.

У підстави корони щільність дорівнює 10 г/см (відповідна концентраціячастинок N = 10 см), а температура дуже різко зростає до 100 000 К. нависоті h = 70 000 км Т = 2 млн. градусів.

Загальні відомості про фізичні процеси на Сонці.

Сонце є одним з жовтих карликів -- найбільш типових зірок нашої
Галактики. Газоподібне сонячне речовина в глибоких шарах Сонця і підзовнішніх областях його атмосфери практично повністю ионизованного, тобтофактично є плазмою (в якій всі електрони відірвані від атомів);тільки в порівняно тонкому поверхневому шарі сонячне речовиназнаходиться в стані не повної іонізації. Згідно з сучаснимуявленнями в глибинах Сонця вже мільярди років діє природнийтермоядерний реактор, до створення якого в земних умовах людськанаука ще тільки наближається.

Енергія, що виділяється в сонячних надрах в ході термоядерних реакцій ввигляді жорсткого гамма-випромінювання, дуже повільно (за мільйони років)просочується назовні, до поверхні Сонця. При багаторазових процесахпоглинання і перевипромінювання квантів в товщі сонячної речовини відбуваєтьсяпостійне зменшення частоти первинного випромінювання, і на видимій намповерхні Сонця воно з'являється вже в оптичному діапазоні спектра.

В основній масі Сонця, яка знаходиться в області, обмеженою 0.8радіусу Сонця, енергія переноситься випромінюванням, проте на глибині близько
140 тис. км від поверхні характер цього процесу радикально змінюється.
Внаслідок просочування енергії випромінювання назовні, температура сонячноїплазми поступово падає при переході до більш високих шарах, і, якщо який
- Або обсяг газу випадково виявиться кілька гаряче навколишнього середовища, вінпочинає розширюватися і, стаючи легше, спливає вгору. У цьому йполягає явище конвективного переносу енергії.

У міру просування виділеного газу вгору, у більш виряджені шари,зовні тиск, зазнає їм,падає, і тому цей газ буде продовжувати розширюватися і охолоджуватися. Хочав навколишньому газі температура також падає з висотою, його температуразалишається вище і, таким чином, цей обсяг буде продовжувати рухатисявгору, переносячи енергію. У процесі руху цього обсягу маєвідбуватися його дроблення (фрагментація) на обсяги газів менших розмірів.
Як показують розрахунки, спливаюче гарячі сонячне речовина, нерозпадаючись, проходить відстань, порівнянне з деякою

12характерною висотою розподілу газу в даній області Сонця. Ця висотавизначається температурою плазми та прискоренням сили тяжіння і, природно,може сильно змінюватися в сонячних умовах.

У разі відсутності конвекції характер зміни температури з висотоювстановлюється переносом тепла випромінюванням і залежить, отже, відступеня непрозорості речовини, для даного випромінювання. Чим ця величинабільше, тим сильніше змінюється температура з глибиною. Правда, температураз висотою може падати і через зменшення щільності газу. Взагалі кажучи,конвекція можлива лише тоді коли зміни температури, яке викликаєтьсярізним ступенем непрозорості речовини, більше зміни температури,обумовленого падінням його щільності. Ця умова визначає товщину підповерхні зони, охопленої конвективними «рухами», яка на Сонцестановить близько 140 тис. км.

Основна частина оптичного випромінювання Сонця в безперервному спектріприходить до нас з фотосфери - порівняно щільного нижнього шару сонячноїатмосфери. Результатом конвективних рухів газу в глибоких шарах Сонцяє ячеистая структура фотосфери (грануляція). Характерні розміриосередків (гранул) близько 0.5 - 0.8 тис. км, середній час «життя» 5 - 8 хв, уних спостерігається швидкість підйому речовини порядку 400 м/с. крім гранул, вфотосфері видно і значно більше великомасштабні структури, як би

мережу з розміром осередків близько 30 тис. км, - супергрануляція. Ця «сітка»являє собою «слід» конвекції з більш глибокого ярусу, ніж гранули
(приблизно 5 тис. км). Час «життя» «сітки» супергрануляціі близькодіб. Нарешті, на поверхні Сонця помічені і так звані «гігантськіструктури »(так само пористі тіла) з розмірами близьким до 400 тис. км, ічасом «життя» близько 10 діб. Це відображення «діяльності» самогоглибокого рівня конвекції.

Близько 0.001 всієї енергії конвективних рухів переноситься різнимитипами хвиль: звуковими, а також магнітозвуковимі і альвеновскімі. Останнітипи хвиль пов'язані з наявністю у Сонця магнітного поля, яке надаєсильний вплив на хвильові руху, походження на Сонце магнітнихполів великої напруженості залишається поки не зовсім ясним, хоча слабкі поля
(у малих масштабах) цілком можуть генеруватися рухами сонячноїелектропровідний плазми (зокрема в конвективної зоні).

На не великих висотах над фотосферою втрати енергії хвиль не

13великі, тому що щільність газу тут ще значна і він легко
«Висвітлює» запасені енергію, тобто Перетворює її в енергію тепловоговипромінювання. Тому в порівняно вузькому (до 1 тис. км) перехідному шарі відфотосфери до більш високих верствам температура навіть падає (від 6000 до 5000
К). На великих висотах роль нагріву хвилями починає швидко зростати,оскільки через падіння щільності ефективність випромінювання плазмою різкозменшується. З цієї ж причини на висотах вище 1 тис. км над фотосфероютемпература починає повільно, а потім все швидше рости (мал.4.). Цейшар хромосфери Сонця називають хромосферою.

Рис.3. Схема будови хромосфери. Вказані значення температури та електронної концентрації в залежності від висоти.
Вище хромосфери настає повна іонізація водню й гелію, температураплазми піднімається до 1-2 млн. градусів. Тут починається сонячна корона.
Її можна побачити під час повних сонячних затемнень, коли Місяць повністюзакриває Сонце, тоді на дуже короткий час навколо затмившаясонячного диска на фоні темного неба спалахує сріблясте сяйво. Коронуможна спостерігати і не тільки під час сонячних затемнень - за допомогоюспеціальних інструментів.

Починаючи з деякої висоти корони, виникає закінчення сонячної плазмив межпространство - сонячний вітер. Розрядження плазма сонячного вітру звеликою швидкістю розходиться у всіх напрямках, обтікаючи магнітосфери
Землі та інших планет сонячної системи, комет і т. д.
Причина закінчення сонячного вітру полягає в тому, що розміри коронищо має температуру кілька мільйонів градусів, 2 рази перевищує розміри
Сонця, і гравітаційне тяжіння не здатне його втримати.

Сонячна активність.

Всі прояви сонячної активності найтіснішим чином з наявністю в
Сонця магнітного поля. Поява магнітних областей на Сонці та їхеволюція сильно впливають на всі розглянуті нами вище фізичніпроцеси у верхніх шарах сонячної атмосфери.

Народження магнітної області, як правило, починається з появоюсильного, магнітного поля в атмосфері, і ця область фотосфери стаєяскравіше - з'являється факел. Зростання яскравості світіння має і в хромосфері,де спостерігається флоккул, а в короні в цьому місці утворюється щільне ігарячі хмара плазми - нормальна конденсація.

Наростання магнітного поля (на рівні фотосфери) в області світінняфакела спочатку спостерігається як поява темних пір, які потім,зливаючись і розростаючись, утворюють різко обрис темна пляма, оточенебільш світлою облямівкою - півтінню. Розміри плям звичайно лежать в межах 10
- 15 тис. км, а напруженість магнітного поля складає 80 - 120 А/м (вфакелах напруженість поля досягає декількох тисяч ампер на метр).
Звичайно плями виникають не поодинці, а цілими групами. Іноді групаскладається з плям з магнітним полем однієї полярності (уніполярні група),найчастіше в активній області спостерігаються групи плям з полем обохполярностей - біполярні групи. Плями захоплюються обертанням Сонця, алемають не великі і власні руху. Температура плазми у плямі нижчефотосферної на 1500 - 2000 К, тому вони і виглядають темними на тліфотосфери.

Різке зниження температури в області плями пов'язано з тим, щоконвективні руху тут придушуються сильними магнітними полями. Черезвисокої провідності плазми магнітні силові лінії як би «вморожени» вречовина і йдуть за ним при всіх його рухах. Так відбувається покимагнітне поле слабке. Однак магнітні поля з напруженістю понад 10 тис.
А/м вже чинять опір і здатні обмежити рух сонячноїплазми. Тому - то перенесення теплової енергії конвекцією в цьому випадкурізко зменшується і газ охолоджується над зупиненими осередкамисупергрануляціі.

У магнітному полі плям можливий лише один вид конвективних рухів -
«Ковзання» газу уздовж силових ліній (вгору, вниз). Це пояснює, чомуперенесення енергії в плямах все ж таки більше, ніж, якби існував лише одинперенесення енергії випромінюванням.

Дуже цікавими структурними утвореннями в атмосфері Сонця єпротуберанці. Вони являють собою маси порівняно холодного газу,часто вельми химерних форм, що піднімаються над хромосферою і оточенігарячої корональної плазмою. На краю Сонця їх можна спостерігати вспектральної лінії водню Н як світлі хмари, а в проекції насонячний диск - як темні волокна (оскільки протуберанець випромінює меншеенергії, ніж поглинає).

Освіта протуберанців тісно пов'язано зі структурою магнітних полівбіполярних активних областях, так, як зазвичай протуберанці «вважають за краще»розташовуватися уздовж кордону розділу полярності поля в таких областях. Масагазу, зосереджена в одному протуберанці, дуже велика - вона лише в 10разів менше маси всієї сонячної корони, а його температура в 100 - 500 разівнижче корональної.

Відповідно до сучасних уявлень утворюється «зародок» майбутньогопротуберанця «висмоктує» речовина з хромосфери (рис.5.). Фізика процесутут наступна. У магнітної структури типу «прим'ятій арки» (тобто ззападиною на вершині), яка може утворитися на межі розділуполярності поля в активній області, нагрів плазми відбувається знизу
(альвеновскімі хвилями). Інтенсивність нагрівання газу на бічних сторонах
«Арки» вище, ніж на її вершині. Це зменшення нагріву на вершині приводитьдо охолодження газу, і під дією сили тяжіння він опускається в «яму»магнітного поля і ущільнюється. На його місце піднімається нагріте газ збічних поверхонь «арки» і так само накопичується в «ямі», причому призбільшення його щільності зростають втрати енергії на випромінювання, тобто газшвидко охолоджується.

Рис.5. Протуберанець «висить» на силових лініях магнітного поля.

16
Природно, що в міру наповнення холодного газу в «ямі» магнітного поляїї глибина зростає, тому що магнітні силові лінії прогинаються під вагоюпротуберанця. Оскільки теплопровідність поперек силових ліній поля невелика, магнітне поле, що оточує народився протуберанець, захищає його віднагріву гарячої коронольной плазмою. Так діє цей «сифон», приблизноза добу накопичує масу протуберанця.

Сонячні спалаху.

Найбільш потужним проявом сонячної активності є спалаху, підчас яких за дуже короткий проміжок часу (до 1000 с) виділяєтьсядуже велика кількість енергії еквівалентне виділяється при вибухудекількох десятків мільйонів (а в окремих випадках і сотні мільйонів)водневих бомб.

У роки максимальної активності може бути близько 10 спалахів на добу, вмінімумі протягом багатьох місяців їх може не бути жодної.

Найчастіше спалахи виникають у так званих нейтральних областях міжплямами, що мають протилежну полярність. Розміри області, охопленоїспалахом, менше 1000 км. Процес розвитку не великий спалаху триває 5 -
10 хв. Найбільш потужних - кілька годин. Зазвичай спалахи починаються зраптового виділення енергії у верхній хромосфері або нижній короні, причомуза 1-2мин, а для дуже великих спалахів за 10 - 60 хв. кількістьзвільненої енергії досягає 10 - 10 Дж.

Основні ефекти, які проявляються при спалаху, - це нагрівання великогообсягу сонячної плазми до дуже високої температури (до 100 млн. К) іприскорення значного числа частинок до релятивістських енергій (генераціясонячних космічних променів). Прояв вторинних ефектів при спалахупов'язано з поширенням нагрітого газу і прискорених частинок вздовжсилових ліній магнітного поля в хромосферу, що викликає інтенсивневипромінювання в оптичному і ультрафіолетовому діапазонах. Крім того, гарячийгаз випускає теплове рентгенівське випромінювання, а енергійні електрони,гальмують в щільній плазмі хромосфери, дають рентгенівське випромінювання знетеплових спектром (в якому інтенсивність випромінювання змінюється зчастотою по статечному закону).

Нарешті, у сонячній атмосфері від області енерговиділення спалахупоширюються ударні хвилі, швидкості яких лежать в межах 0.5 - 1млн. м/с. Ударні хвилі можуть впливати на протуберанці, активізуючиїх і іноді приводячи до повного руйнування і викидання речовинипротуберанця високо в корону.

За останні роки вдалося встановити, що спалахи майже неминучевиникають в активній області, коли з-під фотосфери починає «спливати»область з магнітним полем, що має протилежну полярність по відношенню до існуючого в

18
«Старої» області. Іноді це пов'язано з появою декількох невеликихплям (сателітів), що мають поле іншого напряму, в безпосереднійоколиці великих плям (навіть в області їх півтіні) розвиненої активноїобласті. Очевидно, що наростаюче магнітне поле певногонапрямки, втручаючись в область, «Зайнятість» полем іншого напряму,буде приводити до швидкого зростання градієнтів поля в цій галузі.

Дослідження ультрафіолетового та рентгенівського (нетеплове) випромінюванняспалахів, проведені в останні роки за допомогою ракет і супутників,дозволили встановити, що це випромінювання чітко поділяється на двакомпоненти - повільно змінюється і імпульсивну. ''Повільна''компонентазвичайно з початку слабо, а потім все швидше зростає і після досягненнямаксимуму поступово спадає. Імпульсивна компоненту з'являється в моментшвидкого зростання повільно змінюється і складається звичайно з одного абодекількох окремих сплесків.

Таким чином, випромінювання спалаху практично в усіх діапазонах спектрускладається з безлічі різних сплесків різної тривалості, а,отже, характер зміни теплового рентгенівського випромінювання таемісії в лінії Н не може бути пояснений повільним нагріванням і поступовимохолодженням всій області, займаної спалахом. Це змушує припустититонку структуру області спалаху, де процеси прискорення та нагрівання частиноквідбуваються в окремих, порівняно невеликих обсягах плазми з магнітнимполем. Поява ж сплесків рентгенівського випромінювання може бути пов'язано зпроменями швидких частинок, що мають ступовий розподіл по енергій.

Коротко про основні характеристики швидких частинок, що генеруютьсяспалахами можна, сказати наступне. Звичайні спалахи дають електрони зенергіями 3 - 10 кеВ з тепловим спектром, з їх допомогою можна пояснититеплове рентгенівське випромінювання високотемпературної плазми спалаху. Більшемогутні спалахи породжують не''теплові''електрони з енергіями 20 -100 кеВ,іноді до 500 кеВ. При спалахах ще з більшою енергетикою з'являютьсяпротони з енергіями 10 - 100 МеВ і релятивістські електрони. Нарешті,найбільш потужні спалахи здатні приводити до появи сонячнихкосмічних променів з максимальною енергією часток, що досягає 1 - 10 ГеВ.

І так, спостерігається картина вивчення спалаху в лінії Н, в оптичному, атак само в ультрафіолетовому, гамма і рентгенівському діапазонах створюється абобезпосередньо самими швидкими частками, або ж в результаті нагрівання хромосфери часткамивисоких енергій. Ця сукупність спостережних даних повинна бутимоделлю для побудови моделей спалахів.

Радіо-і рентгенівське Сонце.

У видимому світлі Сонце абсолютно домінує над усіма іншими небеснимисвітилами, його блиск в 10 разів більше блиску Сіріуса. У радіо-ірентгенівських діапазонах воно виглядає значно?? кромнее. Якщо говорититочніше, то в радіодіапазоні на небі спостерігається не одне, а кількаприблизно однакових''сонць''. Адже по потужності радіовипромінювання наше Сонцеоднаково з радіоджерела Кассеопея А, тоді як яскравість джерела Лебідь
А всього в 1.6 рази, а джерело Стрілець А - в 5 разів менше. Крім того, нанебі є ще 10 радіоджерела, які слабкіше Сонця всього в 10 разів.
Аналогічна картина спостерігається і в рентгенівському діапазоні. Перші спробивиявити сонячне радіовипромінювання були зроблені ще в 1900 р., протевоно було відзначено (до того ж випадково) військовими радіолокаційними станціямитільки в 1940 і 1942 рр..

Якби Сонце випромінювало як теплової джерело, що має температуру 6000
К, то в радіодіапазоні розподіл енергії в залежності від довжини хвиліпідпорядковувалося б формулі Релея - Джинса. Насправді це буде так лише дляхвиль чия довжина менше 1 см. Інтенсивність випромінювання спокійного Сонця надовжині хвилі дорівнює 1 м. Відповідає температура близько 200 000 К, а придовжині хвилі рівною 10 м. - температура близько одного мільйона градусів. Уперіод високої сонячної активності для цих довжин хвиль інтенсивністьвипромінювання досягає температури відповідно 10 К і 10 К.

На тлі посиленого радіовипромінювання на метрових хвилях (шумові буриспостерігаються протягом декількох годин і навіть днів) час від часувиділяються сплески тривалістю близько секунди. Це сплески 1 типу.

Сплески 2 типу починаються приблизно через 10 хв. після сильноїспалаху і триває 5 - 30 хв. Тут в кожен даний момент часувипромінювання зосереджено в двох частотних інтервалах (на перше і другегормон мулах) причому в процесі розвитку явища відбувається дрейф за частотою
- Зменшення її в 2 -8 раз за час 10 - 15 хв.

Сплески 3 типи - звичайнісіньке прояв радіовипромінювання активного
Сонця. Виникають вони безпосередньо в момент спалаху на частотах близько
600 Мгц (довжина хвилі близько 50 см). На протязі близько 10 сек. відбуваєтьсяшвидкий дрейф в частоті і затухання явища.

сплесками 4 типу широкодіапазонний і безперервне

20
(триває кілька годин) радіовипромінювання, наступне зазвичай засплесками 2 типу.

сплесками 5 типу називається широкодіапазонний безперервне випромінювання,наступне за сплесками 3 типу і триває кілька хвилин.

Приблизно через дві хв. після початку оптичної спалаху починаєтьсярентгенівська спалах. У цей час потік рентгенівського випромінювання відактивної області Сонця збільшується на 3 - 4 порядку. Встановлено, щопотік випромінювання в окремих рентгенівських діапазонах починає кільказбільшуватися вже за кілька годин до початку спалаху. Це даєможливість з більшим ступенем імовірності передбачити момент її появи.

Зіставлення знімків спалаху, отриманих в рентгенівських променях і в лінії
Н приводить до висновку, що розміри області, охопленої рентгенівськоїспалахом, менше, ніж оптичної. Температура газу, випромінюється врентгенівському діапазоні 20-40 мільйонів градусів.

''корональної дірки''<