Космос и Человечество

Какова же эта жизнь? Протекает ли она спокойно и стабильно или же полна неожиданностей? Постоянная эта звезда или переменная? Оказывается, и то, и другое. Если судить по световому и тепловому излучению, то нет сомнений, что Солнце — звезда постоянная. Изменение светимости не превышает 2%. Количество тепловой энергии, излучаемой в единицу времени Солнцем, тоже отличается удивительным постоянством. Вот уже несколько десятков лет измеряется полное количество излучения, приходящего за 1 мин на площадку 1 см2, перпендикулярную солнечным лучам и помещенную за пределами земной атмосферы (при среднем расстоянии от Земли до Солнца).

Это количество излучения так и называется — солнечная постоянная и составляет 1353 Вт/м2. За все эти годы ее значение колебалось лишь в пределах ошибок измерений не более чем на 1%. Конечно, сами измерения производятся на Земле, а значения, которые могли бы получиться на верхней границе атмосферы, вычисляются путем введения поправок на поглощение и рассеяние радиации в земной атмосфере. Состояние атмосферы постоянно меняется, меняются и поправки. А вот солнечная постоянная так и остается постоянной.

Полный поток энергии, излучаемой Солнцем, составляет 3,86-1020 Дж/с. Земля ежегодно получает 751-1010 кВт-ч солнечной энергии. Много это или мало? Энергия, вырабатываемая всеми электростанциями мира, и отдаленно не приближается к этим цифрам. И то, что тепловое излучение Солнца постоянно,— большая удача для человечества. Увеличение солнечной постоянной хотя бы на 10% превратило бы нашу планету в пустыню, а такое же уменьшение заставило бы ее покрыться толстым слоем вечного льда.

Ну, а если о Солнце судить по ультрафиолетовому, рентгеновскому, гамма-излучению или по мощности радиоизлучения? Вот тогда приходится делать четкий вывод о том, что Солнце — звезда переменная. Интенсивность корпускулярного излучения Солнца, то есть плотность и скорость частиц солнечного ветра, тоже колеблется.

Физики говорят: «Меняется солнечная активность». Но где лежит граница между солнечной активностью и тем, что исследователи Солнца привыкли называть «спокойным» Солнцем? И является ли эта граница стабильной? Известный советский исследователь Солнца Юрий Иванович Витинский дает такое определение солнечной активности: «Обычно солнечной активностью называют целый комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца, которые охватывают сравнительно большие области поперечником не менее нескольких тысяч километров и отличаются весьма значительными изменениями физических характеристик соответствующих слоев солнечной атмосферы».

Что же это за явления? Фотосфера, хромосфера и корона — основные, неизменно окружающие Солнце оболочки, составляющие его атмосферу. Эти оболочки и являются местом развития тех процессов, которые в совокупности именуются солнечной активностью.

Раньше всего были замечены такие проявления солнечной активности, как солнечные пятна. Упоминания о них встречаются в древних китайских летописях уже в 300 г. до нашей эры, в которых говорится о «стаях птиц», появляющихся на диске светила. В русской Нико-новой летописи 1371 г. есть такая запись: «Того же лета бысть знамение в Солнце, места черны по Солнцу, аки гвозди...»

Только в 1610 г., когда великий Галилео Галилей направил на Солнце изобретенную им подзорную трубу, стало ясно, что пятна на нем — не тень, отбрасываемая какими-то телами^ например планетами, а реальные образования. Галилей впервые заметил, что пятно, возникнув на восточном краю солнечного диска, постоянно перемещается слева направо к западному краю. Некоторые пятна, исчезнув из виду, снова появляются с другого края через 27 земных суток. Такие наблюдения, кстати, и являются доказательством того, что светило вращается вокруг собственной оси с периодом 27 суток.

Научные спорь» о том, что собой представляют солнечные пятна, продолжались многие десятилетия. Были сделаны предположения, что это тень планет — ближайших спутников Солнца. Галилей опроверг эти предположения, полагая, что пятна — это облака, плавающие в атмосфере Солнца. Считалось, что эти облака образуются после извержения солнечных вулканов; пятна принимали за вершины гор, поднявшихся над твердым солнечным ядром. Допускалось, что пятна — это отверстия в облаках, сквозь которые виднеется центральное ядро Солнца. Многие считали, что в атмосфере Солнца развиваются гигантские вихри, а пятна — просто видимые вершины этих внутрисолнечных вихрей.

Шло время, совершенствовалась техника астрономических наблюдений и измерений. И теперь мы знаем, что кажущиеся с расстояния 150 млн. км очень маленькими солнечные пятна на самом деле — колоссальные воронки в фотосфере. В среднем диаметр рядового солнечного пятна 10—15 тыс. км, что вполне сравнимо с размерами нашей планеты, а иногда даже появляются гиганты диаметром 200 тыс. км и более. Например, площадь пятна, наблюдавшегося в апреле 1947 г., составляла в максимуме его развития около 16 млрд. км2. Вот такие-то пятна и видны, «аки гвозди», без всякого телескопа.

При внимательном рассмотрении фотосферы в мощный телескоп на краях солнечного диска почти всегда видны светлые неправильной формы пятнышки (это помимо гранул, о которых мы уже говорили). Человеческое воображение всегда стремится отождествить незнакомый объект с чем-то уже виденным, известным. Вот и эти солнечные образования сравнивают с яркими облачками, прожилками, яркими точками, узелками и т. п. В науке их называют факелами. Они усеивают всю фотосферу, в центре же солнечного диска, который для земного наблюдателя имеет наибольшую яркость, факелы не просматриваются. В отличие от гранул, факелы относительно устойчивы и существуют, почти не меняясь, недели и даже месяцы.

Факелы расположены в верхнем слое фотосферы и, видимо, горячее ее на 200—300 К. Каждый фотосфер-ный факел непрерывно переходит в расположенный над ним, то есть в хромосфере, хромосферный факел, или, как его называют специалисты, флоккул. В области флоккул температура на всех уровнях выше, чем в обычных, «невозмущенных», условиях.

В отдельных линиях спектра (например, в той его части, которая соответствует излучению водорода или кальция) флоккулы излучают гораздо больше энергии, чем остальная хромосфера. Поэтому на фотоснимках, сделанных через специальный фильтр, пропускающий только соответствующее (водородное или кальциевое) излучение, флоккулы выйдут как яркие площадки на темном фоне остальной части диска.

Почему вдруг мы заговорили о факелах и флоккулах? Потому что солнечные пятна, как правило, возникают там, где до этого наблюдались интенсивные факелы. Вначале солнечное пятно — это крошечная пора, маленькая черненькая точка чуть больше темных промежутков между гранулами. Затем гранулы как бы расступаются, несколько пор сливается в одну и рождается пятно. Обычно оно не одиноко: где-то рядом появляются другие — рождается группа пятен, которые меняют свою форму, перемещаются. Особенно заметны эти быстрые движения в группе «новорожденных» пятен.

Время жизни таких темных образований самое различное: одни исчезают через несколько часов, другие же Живут десятки суток. Замечено, что среднее время жизни группы пятен — полторы-две недели. Измерения показали, что основание каждого пятна расположено где-то под фотосферой (по-видимому, не очень глубоко) и каждое пятно имеет свое продолжение в хромосфере. Структура каждого достаточно большого пятна такова: в центре находится ядро, наиболее темная часть пятна, а само ядро окружено более светлой частью — полутенью.

Солнечные пятна кажутся темными лишь по контрасту с соседствующей с ними яркой фотосферой. В действительности их температура очень высока — около 4500 К. Это примерно на 1500 К меньше, чем средняя температура фотосферы. Если бы рядовое солнечное пятно поместить на ночное небо, то оно сияло бы в 100 раз ярче полной Луны.

Многолетние наблюдения дали обширную информацию о солнечных пятнах. Если поначалу считали, что появление пятен — полностью дело случая, то теперь мы знаем, что в поведении солнечных пятен имеются свои закономерности. Причины этих закономерностей, или, как говорят физики, механизм явления, далеко не ясны, но сами закономерности известны.

Во-первых, существуют области, где пятна появляются чаще всего, но их совсем не бывает у полюсов Солнца и на экваторе. Зато в симметрично расположенных относительно экватора широтных поясах от 5 до 35—40° северной и южной широты пятна очень «любят» появляться. Астрономы присвоили этим областям гордое название «королевские зоны».

Во-вторых, еще в 1775 г. была высказана мысль, что существует определенная периодичность солнечных пятен. Эта гипотеза многим тогда показалась дерзкой и необоснованной. Потребовались десятилетия тщательных регистрации пятен, измерений занимаемой ими площади, чтобы с математической точностью установить, что максимальное число солнечных пятен наблюдается на солнечном диске примерно один раз в 11 лет. Через 5—6 лет после этого число и площадь пятен уменьшаются до минимума. В иные дни и недели в такие периоды Солнце абсолютно безупречно — ни пятнышка!

Знаменитый 11-летний цикл солнечной активности был открыт в середине прошлого века. Официальное его открытие связывают с именами немецкого астронома-любителя Генриха Швабе и сотрудника Цюрихской астрономической обсерватории Рудольфа Вольфа. Вот уже более 100 лет наука находит все новые подтверждения реальности и огромной значимости этого ритма в солнечной деятельности для жизни на нашей планете. Если уж быть точным, то надо сказать, что 11 лет — это средняя цифра, на самом деле промежуток времени между годами максимума солнечной активности колеблется от 7 до 17 лет.

Рудольф Вольф стал основателем Службы Солнца. Цюрихская обсерватория вот уже 130 лет собирает поступающие из десятков солнечных обсерваторий в разных точках нашей планеты данные наблюдений за пятнами и по ним рассчитывает ежедневный индекс солнечной активности — так называемое число Вольфа. Числом Вольфа называется число видимых в данный момент на Солнце пятен, сложенное с удесятеренным числом групп этих пятен.

Вот теперь, пожалуй, нам не обойтись без простой формулы. Обозначим число Вольфа буквой W, число пятен буквой f, а число групп буквой g. Тогда W = f + 10g. Допустим, что сегодня, взглянув на Солнце, мы увидели две группы пятен: в одной два пятна, а в другой — три. Тогда число Вольфа на сегодня будет 25.

Регулярные данные о Солнце поступают начиная примерно с 1755 г. Вот и условились считать цикл, начавшийся в 1755 г., первым. Ясно, что сейчас начался уже 22-й цикл. Числа Вольфа можно подсчитать для каждого месяца года (в среднем, конечно). Если попытаться представить себе, как изменяется среднегодовое число Вольфа от одного максимума до другого, то можно получить кривую, изображенную на рисунке. Это и есть графическое изображение закона Швабе — Вольфа о периодических вариациях числа солнечных пятен.

Интересно, что после каждого минимума солнечной активности, когда начинается новое очередное увеличение чисел Вольфа, пятна появляются у верхней границы «королевских зон», сравнительно далеко по обе стороны от солнечного экватора. Затем с каждым годом они «сползают» все ближе к экватору, И в конце очередного цикла они наблюдаются только вблизи экватора. Этот закон, открытый астрономом Шпёрером и носящий его имя, тоже лучше представить в графической форме. Возьмем горизонтальную прямую, которая будет означать солнечный экватор. Вверх и вниз от нее по вертикальной оси откладываются широты от 40 до —40°, то есть в пределах «королевских зон». Будем наносить на график точки, отмечающие места (широты) появления пятен. Для каждого пятна свои точки. Ничего, что частично эти точки будут перекрываться. В итоге получится любопытная картина — будто на нитку нанизаны бабочки. Надо сказать, что среднюю продолжительность 11-летнего цикла можно определить гораздо точнее по изменению широты солнечных пятен, чем по вариациям числа Вольфа. Поэтому закон Шпёрера наряду с законом Швабе — Вольфа относится к основным законам солнечной цикличности.

Казимировский Э. С.

< Предыдущая		Следующая >