Сергей Язев - Лекции о Солнце

Многие годы высокая температура хромосферы, и уж тем более очень высокая температура короны оставались серьезной проблемой для гелиофизиков. Почему, несмотря на быстрое падение плотности вещества в солнечной атмосфере, температура внезапно начинает нарастать после минимума в фотосфере? Почему на расстоянии в несколько тысяч километров (мизерная величина для Солнца) температура газа делает тысячекратный скачок – от нескольких тысяч градусов в хромосфере до миллиона (а, скорее всего, и до двух-трех миллионов) градусов в короне?

Честно говоря, окончательно эта задача не решена и поныне, хотя принципиальные пути ее решения уже давно понятны. Похоже, что высокая температура короны объясняется конвекцией в наружном слое Солнца. В конвективной зоне генерируется огромное количество различных колебаний и волн. Эти волны распространяются вверх, в хромосферу и корону, и переносят туда достаточно большую энергию, которая передается частицам в корональных слоях и сообщает им гигантские скорости. Детали этих процессов нуждаются в подробном изучении, но общая концепция, похоже, правильна. На сегодняшний день это парадигма (основная теория, которой придерживаются большинство ученых). Поскольку в пользу данной идеи говорят множество фактов и не противоречит ни один, скорее всего, эта идея после изучения и уточнения физических механизмов происходящего займет свое место в учебниках и энциклопедиях.

Высокая температура короны приводит к тому, что эти слои интенсивно испускают рентгеновское излучение. Гораздо менее нагретые фотосфера и хромосфера почти не излучают в этом диапазоне, поэтому установленные на спутниках рентгеновские телескопы фиксируют только процессы в короне. Помимо рентгеновского излучения корона испускает радиоизлучение, которое также несет немало информации о внешних областях солнечной атмосферы.

Теперь сделаем еще одну остановку в нашем рассказе о природе Солнца, точнее, о наших представлениях по этому поводу.

У внимательного читателя неизбежно возникает следующий вопрос. Свойства атмосферы Солнца мы можем изучать, анализируя приходящее к нам оттуда излучение. Фигурально выражаясь, атмосферу и то, что там происходит, мы можем наблюдать непосредственно. Но какие основания у нас есть для того, чтобы уверенно говорить о внутреннем строении Солнца? Единственное, что попадает к нам из недр светила, – это поток нейтрино. Но он генерируется в ядре Солнца, т. е. на расстояниях не больше 0,2–0,3 радиуса нашей звезды. Как мы можем проверить наши представления о недрах Солнца на глубинах от фотосферы до границы между ядром и зоной лучистого равновесия? Расчетам теоретиков, основанным на наших знаниях физики, безусловно, можно доверять, но где гарантии, что там не сделаны ошибки? И как проверить правильность построенных математических моделей?

Как мы уже неоднократно убеждались, природа, безусловно, сложна, но к исследователям она в целом благожелательна. На каждом новом этапе исследований выясняется, что контрольный эксперимент все-таки возможен, и выясняются новые физические эффекты, позволяющие получить новую информацию о процессах, которые казались до этого скрытыми навсегда.

Оказалось, что мощные конвективные потоки под фотосферой генерируют шум. Другими словами, в конвективной зоне возникают разнообразные колебания и волны различной природы и с различными частотами. Преимущественно это обычные звуковые (акустические) волны, распространяющиеся в недрах Солнца во всех направлениях. Здесь возникают и так называемые магнитогидродинамические волны , и внутренние гравитационные (подобные волнам на море), и ударные волны . Они могут многократно отражаться от границ раздела сред с разными свойствами – например, от внутренней поверхности фотосферы или от нижней границы конвективной зоны. Иногда реализуется возможность, когда траектория волны оказывается замкнутой. В этом случае может образоваться стоячая волна. К этому приводит интерференция волн – подобно тому, как к возникновению стоячей волны в струне приводит сложение многих бегущих волн.

Эти волны различаются по частоте и амплитуде. Некоторые их типы можно назвать глобальными – они наблюдаются на всем Солнце, некоторые возникают в районе какого-то возмущения вблизи поверхности Солнца, – например, в районе падения на Солнце ядра кометы либо мощного взрыва – солнечной вспышки.

Специальные телескопы, оснащенные спектральной аппаратурой для гелиосейсмологических исследований, в 1970–1980-е годы получили информацию о колебаниях на Солнце. Оказалось, что относительное изменение светимости нашей звезды пропорционально доли изменения радиуса (все Солнце слегка пульсирует!..) и составляет небольшую, но надежно фиксируемую величину порядка 10 –5радиуса. Периоды колебаний лежат в пределах от 3 до 15 минут. Самые большие амплитуды характерны для колебаний с периодами около 5 минут, поэтому весь этот диапазон принято называть пятиминутными колебаниями.