Корональные выбросы оказывают большое влияние на космическую погоду.
Типичная масса выброса составляет 1011–1014 кг, около 15 % выбросов имеет меньшие массы. Типичные скорости составляют сотни километров в секунду, но иногда могут отличаться на порядок (в 10 раз) в большую или меньшую сторону. Энергетика выбросов составляет порядка 1029–1032 эрг (1022–1025 Дж), что сравнимо с энергиями солнечных вспышек. Нередко вспышки и выбросы происходят одновременно. Однако корональные выбросы могут быть не связаны со вспышками, и, наоборот, вспышки не обязательно сопровождаются выбросом. Выбросы также хорошо коррелируют с появлением волокон (протуберанцев), которые могут становиться яркими ядрами корональных выбросов. По темпу появления выбросов можно судить об этапе солнечного цикла: в минимуме выбросы появляются раз в несколько дней, а в максимуме – несколько раз в день. Корональные выбросы являются одним из определяющих факторов в так называемой космической погоде, они оказывают серьезное влияние на состояние межпланетной плазмы, магнитосферы планет, а также, разумеется, на работоспособность космических аппаратов.
Появление корональных выбросов коррелирует с общим уровнем солнечной активности.
Детали происхождения корональных выбросов остаются предметом споров. Однако очевидно, что основным источником энергии для большинства вспышек является магнитное поле.
В механизме нагрева короны и эволюции корональных структур остается много нерешенных проблем.
Долгое время нерешенным оставался вопрос о нагреве солнечной короны до высоких температур, в сто раз превосходящих температуру хромосферы и в сотни раз – температуру поверхности. Спутниковые наблюдения прояснили многие аспекты, однако в деталях этот вопрос до сих пор не решен. Тем не менее понятно, что основную роль играют магнитогидродинамические волны (волны в плазме, для существования которых важно присутствие магнитных полей), приносящие энергию от поверхности Солнца. Большое значение в механизме нагрева имеют также магнитные поля, простирающиеся от фотосферы до короны. Наблюдения показывают, что самые горячие области короны обычно связаны со структурами магнитного поля.
Несмотря на обилие космических аппаратов и наземных внезатменных коронографов актуальными остаются и наблюдения короны во время полных солнечных затмений. В частности, речь идет о спектрографии высокого разрешения (в первую очередь в линиях ионизованного железа) и поляриметрических наблюдениях в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах. На спутниках наблюдения обычно проводятся в ультрафиолетовом и более коротковолновых диапазонах спектра. Вне затмений наземные коронографы не позволяют получать данные достаточно высокого качества, охватывающие одновременно всю корону. Поэтому «погоня за затмениями» все еще остается актуальным занятием для астрономов, изучающих солнечную корону. Альтернативой этому была бы установка достаточно крупных инструментов, работающих в видимом и ИК-диапазонах на спутниках. Причем лучше, если орбита спутников будет позволять регулярно видеть затмения Солнца Луной (искусственное затмение не позволяет получать часть данных в требуемом качестве). Пока же только наземные наблюдения во время затмений позволяют разом изучать структуру короны от края диска до нескольких радиусов Солнца в диапазоне длин волн от 300 нм до нескольких микрометров. Причем важно проводить многократные наблюдения, поскольку структура короны постоянно меняется, в том числе и в зависимости от уровня солнечной активности.
1.6. Гелиосейсмология
Гелиосейсмология – молодая область исследований, позволяющая изучать внутреннее строение Солнца по наблюдению колебаний его внешних слоев. Процессы во внешней части конвективной оболочки порождают волны, распространяющиеся внутрь. Солнце в ответ на эти возмущения ведет себя как резонирующая полость (для упрощения попробуйте представить себе, что по резонирующей полости не бьют, а сыпят на нее песок). На определенной глубине происходит отражение волны, она возвращается во внешние слои и порождает наблюдаемые колебания. Анализ этих колебаний на разных частотах и пространственных масштабах позволяет восстановить свойства солнечных недр на всех глубинах конвективной оболочки, в лучистой зоне и даже в ядре, где идут термоядерные реакции!
Гелиосейсмология изучает внутреннюю структуру Солнца с помощью анализа колебаний его поверхности.
Наблюдаемые волны возбуждаются турбулентной конвекцией в приповерхностном слое, где скорость этого процесса наиболее высока. Однако в деталях механизма генерации волн остается немало неясностей. Волна, возбужденная вблизи поверхности, начинает распространяться внутрь со скоростью звука. Скорость звука в среде растет по мере погружения вглубь Солнца, поэтому на некоторой глубине волна отражается и движется обратно к поверхности. Поверхность также отражает волны, но по другой причине – из-за скачка плотности. В результате волны оказываются «запертыми».
Существует три основных типа волн. Во-первых, это собственно акустические волны – p-волны (p – pressure, давление). Они в основном присутствуют в конвективной оболочке и верхней части лучистой зоны. Во-вторых, g-волны (g – gravity), для которых важна архимедова сила. Этот тип колебаний в основном сконцентрирован в недрах Солнца, под конвективной зоной, поэтому наблюдать их очень сложно. Наконец, есть просто поверхностные гравитационные волны (не путать с гравитационными волнами в общей теории относительности!), которые обозначают буквой f. Чаще всего обсуждаются акустические p-волны.
Колебания поверхностных слоев измеряются по доплеровскому сдвигу при наблюдениях в спектральных линиях. Впервые это было обнаружено в начале 1960-х гг. Лейтоном и его соавторами (Robert Leighton, Robert Noyers, George Simon). Эти ученые открыли пятиминутные колебания Солнца (названы по продолжительности их периода) с амплитудой скорости несколько сотен метров в секунду и пространственными масштабами порядка тысяч километров. Это самые заметные вертикальные колебания атмосферы Солнца.
Волны возбуждаются вблизи поверхности Солнца турбулентной конвекцией.
Дальнейшие исследования показали, что наблюдаемые осцилляции с периодом около 5 минут – это стоячие акустические волны. Сейчас обнаружены колебания с периодами от 3 до 55 минут. Для их существования должно выполняться условие, сводящееся к комбинации длины волны (в горизонтальном направлении) и ее частоты. По сути, удается построить зависимость скорости звука от глубины.
Типичные периоды наблюдаемых колебаний Солнца составляют от нескольких минут до часа.
На распространение акустических волн влияют магнитные поля. Во-первых, они меняют параметры среды, изменяя и скорость звука. Во-вторых, поскольку вещество Солнца ионизовано, колебания среды с магнитным полем могут приводить к возникновению магнитогидродинамических волн. Из-за этого энергия акустических волн переходит в энергию волн магнитогидродинамических. К тому же магнитные поля могут оказывать влияние и на само возникновение волн, а не только на их распространение. Все это позволяет получать данные о магнитных полях в рамках гелиосейсмологических исследований. Правда, зачастую результаты оказываются зависимыми от выбранных моделей.
Кроме того, на колебания влияет вращение Солнца. В результате оказывается возможным определить, как меняется скорость вращения с глубиной на разных широтах. Также удается получать данные о крупномасштабных потоках вещества в недрах Солнца (например, связанных с конвекцией).
Гелиосейсмологические данные играли важную роль в решении проблемы солнечных нейтрино. Именно анализ данных о солнечных колебаниях позволил подтвердить стандартную модель Солнца, показав, что решение проблемы должно быть связано со свойствами нейтрино, а не с неизвестными отклонениями от модели строения звезды.
Разные волны проникают на разную глубину, что позволяет определять условия в недрах Солнца.
Именно гелиосейсмологические данные позволили достаточно точно определить положение так называемой тахолинии – границы между лучистым ядром и конвективной оболочкой. Она залегает на глубине около 0,3 радиуса Солнца. В этом месте резко изменяется значение скорости звука. Видимо, именно эта область играет ключевую роль в работе солнечного динамо – в генерации (усилении) магнитного поля. Вообще же анализ p-мод (мода – тип колебаний) колебаний Солнца позволяет изучать его структуру от самых глубин (0,05 радиуса) до внешних слоев.
Анализ p-мод колебаний позволяет изучать структуру Солнца на глубине от 0,05 до 0,96 радиуса.
Кроме того, гелиосейсмологические данные помогают оценить содержание гелия в конвективной оболочке. Присутствие гелия меняет среднюю молекулярную массу вещества, что, в свою очередь, сказывается на скорости звука. Такие данные весьма важны, поскольку помогают определить начальное содержание гелия в Солнце.
Начиная с запуска спутника SOHO (Solar and Heliospheric Observatory – Солнечная и гелиосферная обсерватория) в 1995 г., основной поток гелиосейсмологических данных получают с помощью космических аппаратов (в настоящее время это в первую очередь спутник SDO – Solar Dynamics Observatory). Однако и наземные наблюдения тоже вносят свой вклад.
Для нужд гелиосейсмологии активно используют спутниковые наблюдения.
Кроме подходов, связанных с изучением глобальных мод солнечных осцилляций, позволяющих анализировать общие, стабильные на заметных временных интервалах характеристики Солнца, существует так называемая локальная гелиосейсмология. Задачей этого подхода является исследование структур под солнечной поверхностью на относительно небольших пространственных и временных масштабах.
Волны могут распространяться вглубь Солнца по разным траекториям. На некоторой глубине произойдет отражение волны и ее возврат к поверхности, которая, в свою очередь, снова отразит волну, начав новый цикл. Испущенные в одной точке, но идущие по разным траекториям волны будут отражаться на разной глубине, а потому и на поверхность выйдут на разных расстояниях от точки генерации. Волна, распространяющаяся под небольшим углом к поверхности, отразится на меньшей глубине и выйдет на поверхность ближе к точке старта. Волна, уходящая вглубь почти по радиусу, до отражения может проникнуть глубже в недра Солнца и вернется к поверхности далеко от места генерации. Обработка данных дает возможность определить, сколько времени требуется волне для распространения от одной точки поверхности до другой. Из одной точки в другую волна может попасть разными путями: распространяясь вблизи поверхности и совершив много циклов отражения или совершив один цикл с отражением на большей глубине. При этом чем глубже уйдет волна, тем быстрее она проделает свой путь (на большей глубине скорость звука выше!). Измерение времени распространения в зависимости от пройденного пути, в свою очередь, позволяет решить обратную задачу по определению параметров в недрах (прямой задачей был бы расчет наблюдаемой картины при известных параметрах недр).
Такая методика позволила, в частности, обнаружить крупномасштабные подповерхностные потоки вещества, существующие вокруг активных областей. Локальная гелиосейсмология также позволила выяснить структуру подповерхностных потоков вещества в областях супергранул и под солнечными пятнами.
Локальная гелиосейсмология позволяет изучать внутреннюю структуру в локализованных областях, таких как пятна и супергранулы.
Подобно тому как недра Земли удается «просветить» благодаря мощным землетрясениям или подземным ядерным взрывам, недра Солнца зондируются сейсмическими волнами, возникающими при очень мощных солнечных вспышках. Это также входит в сферу интересов (и методов) гелиосейсмологии.
Дальнейшим развитием методов, разработанных для изучения Солнца, стала астросейсмология, но в этом случае изучаются колебания других звезд. Хотя мы не видим звездные диски в деталях, благодаря спутниковым наблюдениям (с помощью аппаратов CoRoT, MOST, Kepler) удается получать данные о колебаниях звезд (и обычных, и гигантов). Эти данные помогли существенно пополнить запас наших знаний о структуре и эволюции звезд.
1.7. Солнечные вспышки и их опасность
В 1859 г. впервые наблюдалась солнечная вспышка, которая до сих пор считается самой мощной из всех достоверно известных. Ее называют событием Каррингтона, в честь английского астронома-любителя Ричарда Каррингтона (Richard Carrington), который (как и Ричард Ходжсон (Richard Hodgson)) заметил яркую белую вспышку на Солнце, произошедшую 1 сентября 1859 г. Это был период высокой солнечной активности, с 28 августа по 2 сентября на Солнце были отмечены крупные группы солнечных пятен. Вспышка сопровождалась корональным выбросом, который достиг Земли 2 сентября (для этого ему понадобилось чуть менее 18 часов, т. е. скорость его составила более 2300 км/с). В результате были отмечены сильные магнитные возмущения, полярные сияния наблюдались даже на низких широтах (например, на Кубе), и функционирование телеграфных сетей было серьезно нарушено.
Самая мощная из достоверно известных солнечных вспышек наблюдалась в 1859 г.
С тех пор столь мощные вспышки, сопровождаемые гигантскими корональными выбросами, не были зарегистрированы (возможно, сравнимое событие произошло на Солнце в июле 2012 г., но выброс вещества не попал в Землю). Однако анализ отложений в ледяных кернах, а также изучение годичных колец деревьев позволяют аргументированно предположить, что мощные солнечные вспышки происходили и ранее (например, в I тыс. н. э.). Как бы то ни было, и в наше время солнечные вспышки являются самыми мощными транзиентными (т. е. происходящими время от времени) явлениями в Солнечной системе. Такие события являются потенциально опасными, поскольку они способны оказывать губительное влияние (в том числе необратимое) на электрические и электронные системы и устройства, наземную инфраструктуру и космические аппараты.
Основное излучение испускается вспышкой в хромосфере в видимом, ИК- и УФ-диапазонах электромагнитного спектра. Кроме того, несколько процентов энергии вспышки может уходить в рентгеновский диапазон. Радиосветимость Солнца (на этот диапазон обычно приходится крайне малая доля полной светимости) может во время вспышки возрастать на несколько порядков. Наконец, значительная энергия переходит в движение вещества и в ускорение частиц (последнее наблюдается в том числе по увеличению числа солнечных космических лучей и падению числа галактических космических лучей – так называемый эффект Форбуша).