ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В этой книге сделана попытка осветить основные проблемы солнечной цикличности. Насколько ясно и полно удалось это сделать, судить читателю. Но, как, вероятно, он сам уже заметил, здесь рассказано о вопросах, которые ждут своего решения, не меньше, чем о вопросах решенных. Остается сказать несколько слов о проблемах, которые либо еще должны быть поставлены, либо поставлены только недавно и поэтому о них пока еще рано было говорить. Естественно, отбор таких проблем отражает интересы автора и никоим образом не претендует на то, чтобы считать его исчерпывающим.

Прежде всего несколько замечаний о службе Солнца. Как можно было убедиться, прочитав эту книгу, существует разительный контраст между данными, которые приносит нам теория солнечных циклов, с одной стороны, и служба Солнца, с другой. Первая дает долготно-широтное распределение составляющих крупномасштабного магнитного поля, вторая - соответствующее распределение активных образований. Более того, все, что мы знаем о солнечной активности, сводится к информации об активных образованиях. Но все эти образования занимают столь малую долю площади солнечной атмосферы на любом ее уровне, что напрашивается вывод о крайней скудости наших знаний о солнечной активности, поскольку большая часть атмосферы оказывается для нас занятой своеобразными «белыми пятнами». Совсем иная картина предстала бы перед нами, если бы мы имели дело не с нынешними синоптическими картами различных слоев солнечной атмосферы, а с картами полей ее физических характеристик, прежде всего магнитного поля и поля скоростей. В настоящее время имеются только карты крупномасштабных фотосферных магнитных полей. Карт для скоростей регулярно не получают нигде. Что же касается карт поля яркости, то над способами регулярного получения его даже не задумывались, считая, по-видимому, что его с успехом могут заменить фотоснимки соответствующих слоев солнечной атмосферы. Конечно, сейчас еще трудно судить о реальной возможности составления на основе спектроскопических наблюдений в достаточно короткие сроки карт полей температуры и давления. Но и такой вопрос в принципе заслуживает внимания. Замена нынешних синоптических карт Солнца картами полей его различных физических характеристик позволила бы перейти от прогнозов современных индексов солнечной активности (понимание физического смысла которых крайне затруднительно), к физическим параметрам, и тем самым значительно облегчила бы переход от эмпирико-статистических методов прогноза солнечной активности к физическим его методам.

Другой важной проблемой является соотношение между изучением крупномасштабной и мелкомасштабной (тонкой) структур солнечной активности. Было время, когда все исследования Солнца сосредоточивались вокруг крупномасштабных структур. Их результаты составили остов наших современных представлений о солнечной цикличности. Но к остову нужны и степы. Глубокое изучение ранее открытых явлений солнечной активности дало сведения о их тонкой структуре, которые далеко не всегда служили дополнением или уточнением к тому, что уже было известно, а нередко противоречили ему. Так появилась своеобразная «китайская стена между исследованиями крупномасштабной и мелкомасштабной структуры атмосферы. Сторонники каждого из этих направлений утверждали, что только их метод исследования может служить ключом к решению проблемы солнечной активности. В последние годы особенно решительными были исследователи тонкой структуры, которые действительно получили настолько впечатляющие результаты, что заявили: только тонкая структура солнечной атмосферы может раскрыть сущность солнечной активности. Иногда к этому даже добавлялось, что крупномасштабные структуры - вообще фикция, плод усреднения и не более того. Возникает дилемма, насколько правы те и другие и каково соотношение между этими двумя направлениями изучения солнечной активности. Вероятно, путь к раскрытию загадки солнечной цикличности лежит только через их взаимное проникновение. Свидетельством этого служит хотя бы первичная структура солнечных магнитных полей, обнаруженная в последние годы, которая относится к мелкому масштабу и вместе с тем позволяет судить о крупномасштабных образованиях. Это никоим образом не взаимное дополнение структур, а именно их взаимопроникновение. Более того, насколько можно судить по данным наблюдений, которыми мы располагаем к настоящему времени, солнечная активность представляет собой взаимодействие структур самых различных временных и пространственных масштабов. Поэтому возникает необходимость их одновременного и многостороннего изучения.

Все явления солнечной активности в самом грубом приближении, как мы знаем, обычно делят на долгоживущие и короткоживущие (или стационарные и нестационарные). Естественно поставить вопрос, существует ли реальная граница между этими двумя типами активных образований и если существует, то где она проходит в пространстве и во времени. Из наблюдений протуберанцев известно, что они могут активизироваться, превращаясь из спокойных в активные и даже эруптивные. Существуют ли подобные превращения у других активных образований? Пока об этом мы почти ничего не знаем, если не считать некоторых данных о тонкой структуре этих явлений. Если только такие превращения окажутся возможными для любого явления солнечой активности, возникает вопрос, что приводит к превращению стационарного образования в нестационарное, а быть может, и наоборот. Пока нам известно лишь, что многие из активных образований, такие, как факельные площадки или группы солнечных пятен, обладают внутренней нестациоиарностью и между тем оказываются наиболее устойчивыми.

Нам известно, что магнитные поля играют важную, если не решающую роль в солнечной цикличности. Долгое время исследователи Солнца обсуждали вопрос о том, существует ли общее магнитное поле и какова его структура. Был период, когда его существование вообще отрицалось. Затем стали говорить, что хотя оно и имеется, но строение его столь сложно и запутанно и оно столь слабое, что обнаружить его практически невозможно. Потом решили, что это так называемые фоновые крупномасштабные магнитные поля в солнечной фотосфере. Теперь появились сомнения в реальности таких полей, хотя их и продолжают искать. Иногда утверждают, что истинное общее магнитное поле Солнца спрятано столь глубоко, что оно и не проявляет себя в солнечной атмосфере. Что же касается слабых крупномасштабных полей в солнечной фотосфере, то они являются продуктом его преобразования и усиления под действием дифференциального вращения Солнца. Возможно, разобраться в этом вопросе поможет решение проблемы, существует ли реальное обращение знака магнитного поля в полярных областях Солнца. Если добавить к уже сказанному, что мы все еще не умеем надежно измерять магнитные поля в верхних слоях солнечной атмосферы, становится очевидным, что решение вопроса о структуре магнитного поля, и его общего магнитного поля в частности, по-прежнему остается ключевой проблемой солнечной цикличности.

Не менее важной является проблема соотношения активных долгот с секторной структурой магнитных полей на Солнце и в межпланетном пространстве. Пока решение ее сильно затруднено, в частности, чисто инструментальными ограничениями. Но имеются и другие трудности. Дело в том, что пока мы очень плохо знаем динамику активных долгот. То, что сделано в этом направлении, представляется скорее первыми штрихами к картине, чем настоящим, даже предварительным решением задачи. Так, нуждаются в усовершенствовании сами методы выделения активных долгот, особенно в части их статистического обоснования. Конечно, такая проблема потребует не только значительных усилий, но и времени для накопления достаточного материала о магнитных полях. И тем не менее, без нее не обойтис ьв разработке теории солнечной цикличности. Тесно связан с этой проблемой вопрос о характере вращения Солнца и возможного его изменения со временем. В настоящее время, когда в основном для его рассмотрения используются только данные о солнечных трассерах, таких как солнечные пятна, невозможно отделить параметры вращения от крупномасштабных движений в солнечной атмосфере. А между тем это очень важно для теории. И снова приходится уповать на спектроскопические наблюдения, которых пока очень мало.

И, наконец, пора уже нам выбраться за пределы Солнца и перекинуть мостик к другим звездам. Известно, что магнитное поле и его переменность присущи звездам более горячим и гораздо быстрее вращающимся, чем наше дневное светило. Вполне вероятно, что дело здесь в том, что из-за удаленности от нас звезд мы не в состоянии измерить их магнитные поля, если они столь же слабые, как среднее поле Солнца. Возможно, именно такими полями и обладают звезды, подобные Солнцу. Но есть иной путь для того, чтобы исследовать такие звезды в отношении их возможной переменности, в частности, и магнитной. Нужно регулярно наблюдать вариации их свечения в линиях ионизованного кальция. Как показали первые, еще очень малочисленные исследования в этом направлении, можно ожидать, что такие наблюдения позволят по-новому взглянуть на проблему солнечной активности (как на особый тип звездной переменности) и на проблему звездной переменности в целом.

Таков, так сказать, традиционный подход к решению проблемы солнечной активности. В какой-то мере он сходен с нашим подходом к изучению природы вообще. Действительно, мы, в сущности, привыкли судить обо всех естественных явлениях с помощью опытов, производимых на нашей планете. Только сравнительно недавно, после того как первые космические ракеты, искусственные спутники Земли и космические аппараты вышли за пределы земной атмосферы, впервые удалось взглянуть на Землю не изнутри, а снаружи. В результате для нас открылся в буквальном смысле этого слова целый новый мир.

Не находимся ли мы в таком же положении, как это было до прорыва человека в космос с нашими познаниями о Земле и окружающем нас мире, и в отношении Солнца? Да, оно дает нам неизмеримо больше сведений, чем любая звезда, которую мы имеем возможность наблюдать во Вселенной. Но вместе с тем оно и ограничивает нас не только в смысле возможности познания других небесных объектов, если характерные для них физические условия резко отличаются от «солнечных». При всем многообразии процессов, которые удается наблюдать на Солнце, все они присущи одной звезде определенного возраста, определенной стадии эволюции, определенного строения. Таким образом, в попытках проникнуть в природу солнечной активности не выходя за пределы Солнца (или даже Солнечной системы), мы тем самым ограничиваем себя нисколько ни меньше, чем делали это раньше в отношении планеты, на которой мы живем. Поистине трудно найти что-либо более обманчивое, чем то, что находится у тебя как бы «под рукой».

И вот, подобно тому как с некоторых пор на наше дневное светило перестали смотреть как на эталон типичных спокойных звезд и начали рассматривать его активность как проявление всеобщей звездной переменности, вполне резонно было бы взглянуть на солнечную активность во всеоружии данных наблюдений о звездной переменности в целом. Конечно, сведения о каждой звезде или звездной системе в силу ее удаленности от нас гораздо беднее наших нынешних знаний о Солнце, но зато весь звездный мир отличается существенно большим богатством «оттенков» свойств его различных объектов, чем мир Солнца. Ведь различные звезды обладают разным возрастом, разными толщинами их конвективных зон, разным вращением и магнитным полем, разным строением их атмосфер и еще многими различными физическими свойствами, в частности, различным уровнем переменности. Вот почему развитие астрономической техники и значительное расширение наших знаний о Вселенной за последние годы заставило исследователей Солнца по-настоящему почувствовать не только свою силу, но и слабость. Они поняли, что отнюдь не стали монополистами даже в знании и понимании одной исследуемой ими звезды и тем более в овладении ключом к природе звездной переменности. И тогда они повернулись лицом к звездному миру. Вот так и появились новые специальные программы изучения природы солнечной активности с помощью особых программ наблюдений множества различных звезд, в частности, нашей звезды, Солнца.

Первая задача, которая поставлена в программах подобного рода, - это поиски циклов звездной активности и изучение вращения звезд, расположенных на расстоянии не более 25 парсеков от Солнца. С целью выявления звездных циклов намечено проведение в течение 10 лет регулярных наблюдений примерно 500 таких звезд в линиях Н и К ионизованного кальция. Эти наблюдения должны производиться от двух до четырех раз за ночь ежедневно в течение шестимесячного сезона. Для изучения вращения звезд требуется по два измерения в каждую ночь 120-дневного сезона примерно 100 - 200 звезд, причем около 30 из них могут быть использованы для исследования дифференциального вращения каждый сезон в течение 10 лет. Раньше уже говорилось о причинах, по которым использование линий Н и К для поисков звездных периодов представляется наиболее уместным. Что же касается получения характеристик вращения звезд, то для этого нужны фотометрические и спектроскопические наблюдения, особенно в линии К ионизованного кальция. Они могут быть определены из фотометрических наблюдений движений локализованных активных областей по поверхности звезд, из изучения асимметрии контуров спектральных линий, в особенности линии К, по спектрограммам «запятненных» звезд и с помощью других специальных методов.

Поскольку для 500 звезд программы известны величины движений и расстояний, нетрудно определить и их возраст. А тогда можно связать период, амплитуду, форму и «зашумленность» выделенных циклов активности звезд с их возрастом и массой. В настоящее время известны циклы активности и у некоторых других звезд. Например, многие субгиганты (звезды, которые излучают в 4 - 5 раз меньше света, чем соответствующие звезды главной последовательности) отличаются гораздо более высоким уровнем хромосферной активности, чем звезды Главной последовательности того же спектрального класса, несмотря на сравнительно большой возраст субгигантов и ослабление хромосферной активности с возрастом у звезд главной последовательности. Известно, что часть субгигантов возникла в результате эволюции звезд главной последовательности ранних спектральных классов с глубокими конвективными зонами, тогда как остальные эволюционировали из звезд главной последовательности, подобных Солнцу. Пока неясно, все ли субгиганты проявляют циклы хромосферной активности и вообще повышенную хромосферную активность. Это можно будет узнать только из их дополнительных наблюдений. Если окажется, что это так, существующие ныне теории динамо потребуют дополнительного развития.

Как уже отмечалось в гл. 6, динамо-теории солнечных циклов опираются на взаимодействие между движениями в конвективной зоне и дифференциальным вращением Солнца. Таким же образом в настоящее время объясняют и циклы активности других звезд. Глубина конвективной зоны звезды определяется в основном ее температурой, возрастом и химическим составом. Глубину конвективной зоны можно установить косвенно, зная величину истощения легких элементов (лития и бериллия), а также периоды пульсации на поверхности звезды. Вращение (в частности, дифференциальное) связано с температурой звезды, ее возрастом и другими (пока неизвестными) начальными характеристиками. Известно, что глубина конвективной зоны и вращение различным образом зависят от тех же переменных. Поэтому понимание природы активности Солнца и звезд может быть достигнуто только на основе многомерного анализа активности большого ряда звезд по их различным параметрам (температуре, металличности, возрасту и др.).

Есть основания считать, что на существование такой программы при достаточной целеустремленности потребуется примерно 10 лет. Естественно, что необходимо заранее ограничить объем наблюдений звездами классов G и К с определенными значениями скорости вращения, уровня активности, возраста, металличности, температуры. Ранее мы уже говорили о способах определения скорости вращения и выделения звездных циклов активности. Температуру и химический состав звезд можно достаточно точно оценить из спектроскопических наблюдений. С другой стороны, фотометрические наблюдения, в частности, в линии К ионизованного кальция, позволяют получить характеристики возраста и химического состава звезд. В некоторых случаях для уточнения величины массы потребуются дополнительные одиночные измерения лучевых скоростей (составляющей скорости по лучу зрения) спектрально-двойных звезд.

Кроме программ наблюдений, которые характеризуют общие свойства активности звезд, в частности. Солнца, необходимы дополнительные программы, которые позволили бы также изучить хотя бы некоторые отдельные стороны явления и их связь со звездными циклами.

Как уже известно из этой книги, солнечные пятна и солнечные вспышки могут наблюдаться на солнечных обсерваториях с достаточно высоким спектральным разрешением. Только иногда их можно заметить при наблюдениях Солнца с широкополосными фильтрами, выделяющими довольно большую область спектра. У многих звезд при таких наблюдениях обнаруживается значительно повышенная активность. Эти наблюдения представляют особый интерес для исследователей Солнца, поскольку они выявляют другие пока еще плохо понимаемые процессы. Остановимся на этом более подробно в связи с предлагаемыми дополнительными программами наблюдений, охватывающими отдельные явления солнечной активности.

Имеется несколько типов небесных объектов, таких как звезды-карлики класса М с линиями излучения, звезды типа Т Тельца и некоторые двойные звезды, у которых заметны импульсные явления, в отдельных случаях сходные с солнечными вспышками, а в других - существенно отличающиеся от них. Изучение таких явлений у вспыхивающих звезд, отличающихся широким разнообразием физических условий, естественно сочетать с исследованием солнечных вспышек. В частности, особенно важны для выявления связи вращения и звездной активности надежно установленные корреляции между показателями вспышечной активности, возрастом звезд, кратностью системы и скоростями вращения. Фотометрическое изучение упомянутых и связанных с ними других небесных объектов может дать новые представления о ранних стадиях эволюции нашего дневного светила и звезд типа Солнца. Для этой цели целесообразнее всего проведение в течение нескольких лет высокоточных фотометрических наблюдений в линиях На водорода и К ионизованного кальция 20 звезд, проявляющих значительную хромосферную активность. Для более активных и более ярких вспыхивающих звезд применение высокоскоростной спектроскопии с высоким разрешением позволит изучить вьь деление магнитной энергии, температуру и давление во вспышечном взрыве, а также реакцию атмосферы звезды и звездного окружения на вспышку.

Определенные классы звезд (такие, как BY Дракона и BS Гончих Псов), отличающихся быстрым вращением, по-видимому, покрыты образованиями, аналогичными солнечным пятнам. Только такие образования охватывают значительно большую долю поверхности звезды, чем пятна на Солнце, и отличаются гораздо большей «живучестью». Определение циклов активности, скоростей вращения и дифференциального вращения «запятненных» звезд было бы ценным вкладом в теорию. Здесь необходимы высокоточные фотометрические и спектральные наблюдения в течение нескольких лет.

Как известно, магнитное поле Солнца является основой его активности. Отличаясь очень сложным строением, оно с трудом поддавалось измерению, когда Солнце изучалось как звезда, т. е. в целом. К настоящему времени разработана и испытана новейшая техника измерений слабого магнитного поля, которая позволяет не только находить его напряженность, усредненную по солнечному диску, но и показывать прохождение его секторных границ. Эта техника может быть применена для определения характеристик интегрального магнитного поля множества звезд, в том числе типа Солнца. Уже получены первые результаты таких измерений, которые привели к предварительным выводам исключительной важности. Они показали не только сильную неоднородность хромо-сферной активности, но и возможную зависимость особенностей магнетизма звезд от их возраста. Если последний вывод подтвердится на большем материале наблюдений, трудно переоценить его значение для проблемы происхождения звездного магнетизма. Во всяком случае это будет означать необходимость коренного изменения нынешних идей о звездных динамо.

Мы уже говорили о существовании на Солнце корональных дыр, которые, по крайней мере частично, являются ответственными за появление высокоскоростных потоков солнечного ветра (см. гл. 2). Известно, что корональные дыры могут быть обнаружены, в частности, из наблюдений в линии гелия 10 830 А. Оказалось, что и на других звездах отмечается переменность интенсивности излучения этой линии. Вполне возможно, что она отражает эволюцию звездных корональных дыр. Учитывая, что солнечным корональным дырам присуще почти жесткое вращение, было бы интересно регистрировать звездные корональные дыры как показатель вращения звезд и структуры звездных ветров. Следует обратить внимание также на существование обратной связи между появлением некоторых хромосферных линий излучения и величиной потери массы звезд. Оно свидетельствует о том, что звездные ветры играют решающую роль в общем балансе энергии внешних атмосфер звезд. Учитывая все это, необходимо проведение одновременных наблюдений большого ряда звезд, охватывающих широкую область физических характеристик, вариаций интенсивности линии 10 830 А и К ионизованного кальция, магнитного ноля и других показателей звездной активности, для выяснения особенностей изменения структуры звездных атмосфер и звездных ветров в течение цикла их активности. Хотя проведение таких наблюдений линии 10 830 А является очень трудоемкой во многих отношениях задачей, ее решение сулит многообещающие результаты.

В настоящее время, в особенности благодаря наблюдениям в рентгеновских лучах на орбитальных обсерваториях, вполне определенно установлено существование горячих хромосфер и корон у звезд всех спектральных классов и типов светимости. Хромосфера и корона Солнца являются областями магнитогидродинамических процессов, которые накладывают существенный отпечаток на всю структуру солнечной атмосферы. Эти процессы еще плохо изучены. Поэтому только дополнительное детальное исследование Солнца и наблюдение звезд с широким диапазоном физических характеристик могло бы привести к получению в недалеком будущем реальной картины структуры атмосферы нашего дневного светила, без которой невозможно раскрытие природы солнечной активности.

Лишь для Солнца мы имеем возможность непосредственно измерять вариации спектра и плошадь активных областей и понять, как они отражаются па переменности интегральных свойств, таких, как излучение в линиях К ионизованного кальция и 10830 А гелия. Мы знаем также величины скорости вращения Солнца, полного потока солнечного излучения и особенностей полей скоростей солнечной атмосферы. Располагая этими данными, можно калибровать флуктуации, наблюдаемые в спектре других звезд, т. е. точно установить их масштаб. Такая привязка могла бы явиться прочной основой для прогресса наблюдений звезд и продвижения исследований природы солнечной переменности. А для этого необходимо регулярное проведение синоптических измерений солнечного спектра с помощью инструментов, предназначенных для наблюдений звезд. Поскольку солнечный поток достаточно большой, такие измерения будут отличаться высокой точностью, давая стандарт, по которому можно проверить устойчивость звездных данных. Они не потребуют много времени (достаточно нескольких минут за день), но должны производиться хотя бы ежедневно и без потери точности.

Наконец, особо следует сказать о пульсациях и колебаниях звезд. Эта область исследований за последние годы особенно интенсивно развивалась и даже получила особое наименование солнечной и звездной сейсмологии. Если пульсации (т.е. периодические колебания радиус отдельных типов звезд были известны уже давно, то о их существовании у Солнца впервые узнали только несколько лет назад. В то же время пятиминутные колебания, столь характерные для солнечной атмосферы, лишь недавно благодаря развитию новой техники были обнаружены у горячих звезд. Имеются основания надеяться, что в самом ближайшем будущем их удастся найти и у звезд типа Солнца.

Итак, читатель мог убедиться в том, что будущее раскрытия природы солнечной активности зависит от совместных усилий исследователей Солнца и звезд. Будем надеяться, что в конечном итоге этот союз в не слишком далеком будущем приведет к пониманию сущности не только солнечной, но и звездной переменности.