5. О физической природе развития активной области

Целью изучения активной области является построение ее физической теории. Но пока такая теория еще не создана. И дело здесь не только в том, что в самой общей картине развития активной области остается пока немало белых пятен„ Составляющие ее явления столь разнообразны и противоречивы, что привести их в единую систему до сих пор не удалось. Мы будем говорить только о фрагментах физической схемы развития активной области, созданных к настоящему времени. Надеемся, что в дальнейшем изложении читателя не удивит довольно большое количество «если» и «по-видимому». Это неизбежное следствие наших всегда несовершенных, хотя и увеличивающихся возможностей.

Ранее уже говорилось о том, что магнитные поля и крупномасштабные движения солнечной плазмы лежат в основе рождения и эволюции активной области. Поэтому все наше рассмотрение будет иметь магнитогид-родинамический характер. Солнечные магнитные поля существуют в условиях очень высокой электропроводности. Это позволяет обсудить наиболее важные для нас вопросы в рамках магнитной гидродинамики с бесконечной проводимостью. Прежде чем перейти непосредственно к вопросам физической картины эволюции активной области, запомним, что если в подфотосферных слоях Солнца вещество «контролирует» движение магнитного поля, то в фотосфере кинетическая и магнитная энергии сравнимы между собой, а в хромосфере и короне магнитное поле «управляет» движением солнечной плазмы.

Как мы уже знаем, появление биполярной магнитной области на уровне фотосферы обусловлено всплыванием из подфотосферных слоев Солнца нового магнитного потока. В среднем он составляет 10²² Мкс. Этот поток выносится конвекцией в магнитных жгутах. Пока жгут находится глубоко в конвективной зоне, магнитное давление мало по сравнению с газовым и поэтому заметно не сказывается. Но когда конвекция выносит часть его в верхние слои этой зоны, где газовое давление ниже, жгут получает возможность расширяться, становится легче окружающей среды и всплывает. Теперь поднимающиеся магнитные силовые линии, выйдя в солнечную фотосферу, уже не встретят большого сопротивления и разойдутся по большой области. Они увлекают за собой газ, находящийся внутри жгута. Магнитное поле не препятствует движению вещества вдоль его силовых линий. Поэтому поднимающийся газ будет соскальзывать вдоль них. При расширении магнитных жгутов их напряженности равны нескольким сотням гаусс.

Наклон оси активной области (и ее биполярной магнитной области) к экватору Солнца обусловлен силой Кориолиса (учитывающей влияние переносного движения). На магнитный поток, пересекающий фотосферу, влияют конвективные или волновые движения. Так называемые случайные горизонтальные блуждания в сочетании с дифференциальным вращением Солнца, по-видимому, являются причиной расширения, вытягивания и ослабления «зрелых» биполярных магнитных областей и появления униполярных областей. Появление наиболее развитых активных областей в «излюбленных» долготных интервалах, скорее всего, связано с тем, что их источник расположен в глубоких слоях конвективной зоны, которые вращаются как твердое тело. Но простого и ясного объяснения этой особенности еще нет.

При выходе в солнечную фотосферу магнитный поток распределяется по площади нескольких супергранул за несколько суток, т. е. за время в несколько раз превышающее продолжительность их существования. Фотосферные магнитные поля со средней напряженностью 200 Гс слишком слабы, чтобы уменьшить конвекцию. Но они в состоянии способствовать усилению звуковых и гидромагнитных волн вблизи фотосферы, увеличивая нелучистый поток примерно в 10 раз. Этим можно объяснить важный и интересный факт более медленного убывания с высотой температуры в факельных площадках по сравнению с невозмущенной фотосферой.

Появление солнечных пятен, характеризующихся малыми величинами температуры, лучистого потока и давления по сравнению с окружающей их солнечной атмосферой, обусловлено «подавлением» конвективного переноса энергии магнитным полем напряженностью около 5000 Гс. Согласно современным представлениям, этот дефицит становится ничтожно малым на глубине примерно 1000 км. Пятна формируются, по-видимому, супергрануляцией, которая концентрирует магнитный поток в вершинах супергранул. Именно в этих местах намагниченное вещество в верхней части конвективной зоны охлаждается путем потери энергии через излучение, пока ослабление конвекции не уравновесит эти потери. Таким образом, создается впечатление, что солнечные пятна не выносятся снизу, а образуются в верхней части конвективной зоны супергрануляционным движением. В этом смысле они выступают как вторичное явление по отношению к биполярной магнитной области. Время жизни групп пятен в значительной степени тоже «диктуется» действием супергрануляций, которая «вольна» раздробить магнитный поток на мелкие части. Тонкую структуру пятен и появление вокруг них ярких, более горячих областей можно объяснить действием так называемой колебательной конвекции, которую не способно подавить даже сильное магнитное поле. Этот тип конвекции представляет собой движение газа вдоль магнитных силовых линий, которые в случае сильного поля можно считать неподвижными. В соседних магнитных трубках движение происходит не в одной фазе, так что энергия переносится вверх как бы шагами, пока не выйдет наружу. Имеются и другие объяснения особенностей возникновения и развития групп пятен, быть может, даже лучшие, чем приведенные здесь. Но они не столь полные. Вот почему мы предпочли здесь ограничиться этим.

Над солнечной фотосферой магнитное поле в активных областях является бессиловым, т. е. любые значительные электрические токи, которые в состоянии изменить магнитное поле, текут вдоль него. Видимо именно поэтому в солнечной хромосфере в свете красной линии водорода На наблюдают многочисленные вытянутые структуры. Несколько труднее объяснить с помощью этого типа магнитного поля корональные детали. Но в последнее время появились просветы и в этом вопросе, по крайней мере в отношении крупномасштабных корональных структур.

Самым сложным и вместе с тем наиболее интересным в построении физической схемы развития активной области, безусловно, является объяснение явления солнечной вспышки. Чем больше исследователи Солнца бьются над решением этой проблемы, тем больше возникает в ней новых вопросов. Поэтому было бы легкомысленным с нашей стороны изложить здесь даже самые главные (и притом нередко противоречивые) результаты попыток построить теорию солнечных вспышек. Вместо этого, как и для групп пятен, мы ограничимся описанием одной концепции, оговорившись при этом, что время покажет, насколько можно считать ее основательной.

Основной задачей теории солнечных вспышек явля ется объяснение Источника их энергии и того, как эта энергия передается быстрым частицам. Обычно считается, что главным источником солнечных вспышек является' сильное магнитное поле. Хотя имеются два типа моделей вспышек, в одном из которых магнитное поле играет пассивную роль, а в другом активную, мы остановимся на описании моделей второго типа, поскольку в настоящее время нет надежных свидетельств накопления энергии перед вспышкой в иных формах, чем магнитное поле. Наиболее полно такая модель разработана С. И. Сыроватским и его сотрудниками. Нередко ее называют моделью нейтрального токового слоя.

В этой модели деформация первоначального магнитного поля активной области, вызываемая, например, движением пятен группы, приводит к появлению областей сильного электрического тока в плазме, так называемых токовых слоев. Такой слой обычно возникает вблизи линии раздела полярностей магнитного поля, или нейтральной его линии. Развитие токового слоя автоматически ведет к его турбулентности, т. е. хаотическим движениям разного масштаба, и следовательно, к быстрому рассеянию (или диссипации) магнитного поля. Турбулентность плазмы в токовом слое может быть причиной нагрева ее до высокой температуры, появления рентгеновского и нетеплового радиоизлучения, а также ускорения некоторых заряженных частиц до высоких энергий. Кроме того, теплопроводность вдоль магнитных силовых линий в состоянии привести к нагреву соседних, более холодных элементов, прежде всего водорода.

Развитие горизонтального токового слоя вблизи нейтральной (или нулевой) линии магнитного поля ведет к появлению на его краях двух волокон плотной плазмы, параллельных этой линии и расположенных по обе стороны от нее. Это происходит в результате «выдавливания» плазмы из области вблизи нейтральной линии, как показано на рис. 11. Такая двухленточная структура, как мы уже знаем, действительно типична для протонных вспышек. После сжатия плазмы происходит ее разрежение около нулевой линии и движение наружу со скоростью, соответствующей напряженности магнитного поля активной области. Тогда же возникает разрыв токового слоя или какой-либо его части. Вследствие прерывания тока появляется сильное электрическое поле, которое помогает понять ускорение большого числа частиц до высоких энергий в течение короткой импульсной стадии вспышки.

Рис. 11. Схема развития горизонтального токового слоя (по С. И. Сыроватскому). Заштрихованные участки - места уплотнения солнечной плазмы.

Таким образом, горячие электроны во время тепловой стадии вспышки и нетепловые электроны, ускоренные до высоких энергий во время ее импульсной стадии, вдоль магнитных силовых линий проникают в более плотную область вне токового слоя. Они нагревают внешний слой этой области до высоких температур, вызывая при этом рентгеновское излучение и излучение в линиях видимой области спектра (в частности, водородных) в более глубоких слоях солнечной атмосферы. Главная часть магнитной энергии, которая накапливается в области вспышки, рассеивается в течение ее импульсной стадии, когда эту область пополняют ускоренные частицы. Отсюда можно сделать вывод, что вспышка, по-видимому, может рассматриваться прежде всего как явление ускорения частиц, а излучения в оптическом, рентгеновском и радиодиапазонах спектра скорее представляют собой вторичные процессы, обусловленные этими частицами.

Происхождение протуберанцев (особенно спокойных) связано либо с «вытягиванием» газа из хромосферы, либо, что более вероятно, с охлаждением солнечной короны. Стоит температуре короны уменьшиться в 2 - 3 раза, как наступает тепловая неустойчивость и дальнейшее охлаждение идет самопроизвольно. В охлажденном газе давление падает. Поэтому окружающая корона будет его сжимать. В конце концов образуется холодное плотное облако с давлением, равным внешнему. Известно, что спокойные протуберанцы обычно располагаются либо на линии раздела полярностей магнитного поля в активной области, либо на ее высокоширотной границе, где магнитные силовые линии, выйдя из области, становятся горизонтальными и затем опять поворачивают вниз. Создается впечатление, что протуберанцы «висят» на вершинах арок магнитных силовых линий, прогибая их своим весом. Под влиянием дифференциального вращения Солнца они затем поворачиваются. Это обстоятельство, а также наличие собственного, хотя и небольшого, магнитного поля протуберанцев при высокой их проводимости увеличивает их устойчивость и обеспечивает им «долгую жизнь». Другие типы протуберанцев (выбросы, петлеобразные протуберанцы) тоже развиваются в соответствии с конфигурацией их внутреннего и внешнего магнитного поля. Конечно, имеются большие трудности в объяснении всего многообразия протуберанцев. Поэтому здесь мы ограничимся только самым грубым и простым объяснением наиболее общих их свойств. Появление во время вспышек активной области спорадических корональных конденсаций, связанных с образованием в короне петлеобразных протуберанцев, скорее всего вызвано давлением магнитного поля, проникающего в корону, и охлаждением сжатого газа.

Повышенный нагрев превращает в «дно» короны верхний, более плотный слой хромосферы. В этом убеждают результаты сопоставления оптических и радионаблюдений Солнца, которые дают распределение температуры по высоте над факельной площадкой. Оказывается, что над хромосферой температура в активной области выше 2 млн. градусов и, уменьшаясь с высотой, тем не менее превосходит среднюю температуру короны. Отсюда следует, что энергия волн, идущая от факельной площадки, поглощается в самых нижних слоях короны и в верхней хромосфере, а дальше передается теплопроводностью вдоль магнитных силовых линий. Систематические изменения, которые испытывают отношения интенсивностей различных корональных и крайних ультрафиолетовых линий в постоянных корональных конденсациях, невозможно объяснить, если не считать их неоднородными. Форма этих конденсаций, безусловно, определяется структурой магнитных полей короны и их эволюцией.