Для нас «на бытовом уровне» важно то, что в максимуме цикла пятна расположены вблизи солнечного экватора, а наклон плоскости земной орбиты к солнечному экватору составляет всего 7,25° – не так уж много. Иначе говоря, если оттуда что «выстрелит», то запросто может задеть и Землю. Что и происходит время от времени.
В активных областях Солнца (то есть там же, где расположены и пятна) время от времени происходят вспышки, иногда очень мощные. Солнечный ветер (поток заряженных частиц – преимущественно электронов и протонов) существует всегда, но во время вспышки он усиливается многократно – к счастью, не во всех направлениях.
Рис. 24. Годовые числа Вольфа с 1750 года
При вспышке из активной области выстреливается довольно узкий пучок частиц, летящих со скоростью порядка 2000 км/с, что вдвое выше скорости нормального солнечного ветра. Что происходит на Земле, когда она проходит сквозь такой пучок, хорошо известно. Это магнитные бури. Поток заряженных частиц сильно деформирует магнитное поле Земли, что чувствуют на себе не только люди, склонные к мигрени, но иногда и население довольно обширных регионов, оставшееся без электричества и телефонной связи. Ведь меняющееся магнитное поле наводит в проводниках (линиях электропередач) довольно значительные токи, вполне способные вызвать аварийное отключение какой-либо подстанции, а вслед за ней – веерное отключение значительной части всей энергосистемы того или иного региона. Кроме того, – и это, пожалуй, единственное приятное свойство солнечных вспышек – они вызывают полярные сияния.
Красивейшее зрелище! Слабые полярные сияния бесцветны, зато сильные переливаются всеми красками с преобладанием красного и зеленого цветов (рис. 25 на цветной вклейке). Цвета обусловлены возбуждением тех или иных атомов атмосферы (кислород, азот), которые при возвращении в невозбужденное состояние испускают фотоны соответствующих энергий. Возбуждение же атомов происходит из-за того, что часть летящих от Солнца заряженных частиц все же проникает под магнитную «броню» Земли и отклоняется ее магнитным полем к полюсам. Из-за этого полярные сияния чаще всего наблюдаются в высоких широтах обоих полушарий.
Не надо только думать, что так происходит всегда! Обитатели средних и даже тропических широт тоже имеют отличный от нуля шанс увидеть полярное сияние. Довольно свежий пример: 28 октября 2004 года полярное сияние наблюдалось в Москве и было настолько сильным, что его заметили даже близ центра мегаполиса, залитого ночными огнями настолько, что и ярчайшие звезды были заметны с трудом. Автор наблюдал это сияние в Подмосковье и получил огромное удовольствие.
В годы особенно активного Солнца полярные сияния наблюдались в Крыму и даже гораздо южнее: на Кубе, а один раз и в Сингапуре, лежащем почти на экваторе! Само собой, столь мощные сияния – большая редкость, и все же жителям южных районов нашей страны я бы посоветовал хоть иногда поднимать взгляд к северному горизонту во время магнитных бурь, то есть спустя сутки-двое после мощных солнечных вспышек, о которых сообщают СМИ. Вдруг повезет?
Но оставим на время в покое Землю и вернемся к Солнцу. Выше фотосферы, как мы уже знаем, располагаются слои солнечной атмосферы. Их условно делят на обращающий слой, хромосферу и корону. Обращающий слой толщиной всего 500 км содержит атомы многих химических элементов, причем они далеко не полностью ионизованы. Как следствие, здесь происходит поглощение, рассеяние и переизлучение энергии во всех направлениях. Поглощение приводит к появлению в солнечном спектре многочисленных темных фраунгоферовых линий, часто называемых просто линиями поглощения. В последнее время термин «обращающий слой» постепенно выходит из употребления, а вместо него говорят просто о верхних слоях фотосферы.
Линий поглощения – великое множество (26 тыс. в диапазоне от 300 до 1360 нм). Спектральным путем на Солнце выявлено присутствие 72 химических элементов и ряд простых двухатомных молекул. Если учесть, что некоторые элементы дают в видимой области спектра сотни и даже тысячи линий поглощения, картина становится понятной. Однако в солнечном спектре еще остаются слабые неотождествленные линии.
Хромосфера расположена выше, ее толщина составляет примерно 12 тыс. км. Ее спектр (полученный во время солнечных затмений) состоит из одних лишь ярких линий, так как темные линии спектра обращаются в хромосфере в яркие, а непрерывный спектр почти гаснет. Значительная часть излучения приходится на красную эмиссионную линию водорода, поэтому цвет хромосферы – ярко-красный. Также интенсивны линии ионизованных гелия, кальция и магния. Любопытно, что температура хромосферы быстро растет с высотой, в то время как плотность вещества столь же быстро падает. Если температура нижних слоев хромосферы держится на уровне 5000–6000 К, то в верхних ее слоях, где хромосфера уже переходит в корону, температура возрастает почти до миллиона кельвинов! Понятно, почему атомы в хромосфере перестают поглощать – они же при такой температуре полностью ионизованы!
Хромосфера «в разрезе» далеко не однородна. Она состоит из великого множества тонких волокон, напоминающих горящие травинки. Самые большие из них, высотой в несколько тысяч километров и шириной основания до тысячи километров, называются спикулами. Время их существования невелико: до 3–5 минут. Спикул больше у полюсов Солнца, чем близ экватора. По сути спикулы – это выбросы вещества со скоростью в несколько десятков км/с.
Помимо спикул – мелких в сравнении с размером Солнца образований – на краю Солнца часто наблюдаются протуберанцы. Это громадные объемы вещества, выбрасываемые нашим светилом и вновь оседающие на его поверхность. Спокойные (облакообразные) протуберанцы могут существовать неделями и даже месяцами; активные же протуберанцы отличаются быстрыми движениями потоков вещества от протуберанца к фотосфере и от одного протуберанца к другому. Наконец, эруптивные (изверженные) протуберанцы (рис. 26 на цветной вклейке) напоминают огромные фонтаны, достигающие 1,7 млн км в высоту (обычно все же гораздо меньше). Движение вещества в них также происходит очень быстро, со скоростями до нескольких сотен км/с. Такие протуберанцы порой быстро меняют свою форму. Однако практически все эти грандиозные фонтаны заканчивают одинаково: «выдыхаются» и либо «втягиваются» обратно в Солнце, как дождевые черви, высунувшиеся из почвы и понявшие, что им не очень нравится жизнь на вольном воздухе, либо распадаются на отдельные облака, также падающие на Солнце по траекториям, напоминающим (и не случайно) силовые линии магнитного поля. Если бы не оно, то некоторая часть вещества очень быстрых (до 700 км/с) протуберанцев навсегда покидала бы Солнце, имеющее «вторую космическую» скорость у поверхности – 617,7 км/с.
В наше время солнечные протуберанцы (также и пятна) может сколько угодно наблюдать любой, кто купит в магазине астрономических товаров 40– или 70-миллиметровую трубку «Коронадо» на штативе. Это обычная увеличительная трубка с внутренним фильтром, пропускающим крайне узкую (порядка 1 А) полосу частот. Можно видеть, как насыщенно-красные активные протуберанцы развиваются в высоту, чтобы опасть и исчезнуть спустя час-другой, а то и раньше. Это зрелище не лишено известного очарования.
А из чего же состоит корона, являющаяся самым внешним и самым протяженным слоем солнечной атмосферы и простирающаяся до 30–40 радиусов Солнца, а в годы активности еще дальше? Естественно, тоже из солнечного вещества, только еще сильнее нагретого (до 2 млн К), то есть полностью или почти полностью ионизованного и еще более разреженного, причем плотность и яркость короны быстро падают по мере удаления от Солнца. Долгое время спектральные линии короны представляли собой загадку, предполагалось даже наличие там неизвестного элемента «корония», пока наконец эти линии не были отождествлены с линиями многократно ионизованного железа, аргона, никеля, кальция и некоторых других элементов.
Что является причиной столь высокой температуры короны – до сих пор загадка, хотя предложено несколько вполне солидных гипотез для объяснения данного феномена. Согласно одной из них, корону нагревают ударные акустические волны, порожденные подфотосферной турбуленцией и распространяющиеся от поверхности Солнца. Другая винит пересоединения («короткие замыкания») магнитных силовых линий, направленных в противоположные стороны. Из-за этих «коротких замыканий» в корональной плазме начинают течь сильные токи, вполне способные разогреть плазму до 1 млн К. Тем не менее окончательного ответа пока нет. Есть лишь факт – и открытая проблема.
Корону в «Коронадо» и уж тем более сквозь закопченное стекло не увидишь – слишком уж мала ее яркость, примерно в миллион раз меньше яркости фотосферы. Корона видна невооруженным глазом лишь при полном солнечном затмении, а иначе – только с помощью специального прибора, внезатменного коронографа. Но если не воочию, то с помощью Интернета любой может увидеть свежие фото короны, сделанные космической солнечной обсерваторией SOHO.
