Фізика Сонця. Частина третя.

Сонце

Те, що характер погоди на великих областях земної поверхні пов’язаний з сонячною активністю, було відомо порівняно давно. Успіхи геліофізики у вивченні спалахів хромосфер дозволили вченим більш конкретно висловитися про вплив на нашу погоду сонячної активності. Ще в двадцятих роках минулого століття відомий російський геофізик В. Ю. Візе встановив, що це явище призводить до посилення циклонів і антициклонів на Землі, які в основному і визначають собою тип погоди. В одних областях земної кулі їх результатом може бути посуха, а в інших, навпаки рясне випадання дощів. Прямого зв’язку між погодою в даному пункті Землі і сонячною активністю (плямами, хромосферними спалахами і т. п.) немає. Адже дощ йде не з сонячних плям або спалахів, а з хмар, формування і рух яких відбувається відповідно до законів динамічної метеорології. Сонячна активність може діяти тільки на всю земну атмосферу в цілому, змінюючи, таким чином, вже характер повітряних течій і погоди.

Перший успіх у побудові теорії впливу сонячних явищ на погоду був досягнутий астрономом Б. М. Рубашевим з Пулковської обсерваторії і геофізиком Л. Р. Ракіповой з Головної геофізичної обсерваторії. Ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання (жорстке випромінювання) хромосферних спалахів повністю поглинається іоносферою Землі. Такі потоки корпускул гальмуються і розсіюються на висотах не нижче 100 кілометрів над земною поверхнею. Проте ні жорстке випромінювання Сонця, ні корпускули не проникають безпосередньо в тропосферу (у прилеглий до Землі десятикілометровий шар повітря), де розігруються явища погоди.

За розрахунками Б. М. Рубашева, навіть одні тільки корпускулярні потоки можуть підвищити температуру на висоті близько 100 кілометрів на сто градусів; менш значне, але все ще помітне нагрівання відбуватиметься і на дещо менших висотах. Настільки сильна зміна стану газу іоносфери, згідно з теоретичними дослідженнями Л. Р. Ракіпової, повинно, хоча і вельми слабо, позначатися на стані мас повітря вже в тропосфері, викликаючи там невелику зміну барометричного тиску. Як не маленька ця зміна тиску, вона виявляється істотною головним чином для розвитку антициклонів. Саме на них в першу чергу і відображається дія хромосферних спалахів.

«КИПЛЯЧИЙ ВІЧНО ОКЕАН»

Між спалахами та іншими швидкими змінами на Сонці багато спільного. Фотосфера Сонця покрита «вогненної травою» – хромосферою. Хромосфера не суцільний шар газу, а безліч дрібних згустків, що зазвичай мають форму коротких волокон. Ці волокна знаходяться у швидкому русі. Середня швидкість такого руху – близько семи кілометрів на секунду. Окремі волокна викидаються вгору, в корону, зі швидкостями в десятки кілометрів на секунду. Тоді їх називають хромосферними спікулами.

Хромосферні волокна являють собою дуже розріджений газ, світіння якого відбувається в окремих спектральних лініях; як кажуть, вони мають лінійчатий спектр. Щільність газу в волокнах не перевищує однієї мільярдної щільності води. Суцільний спектр при настільки малій щільності газу утворитися не може. Тому хромосферу, так само як хромосферні спалахи, потрібно фотографувати з світла окремих спектральних ліній. Найкращі фотографії її виходять за допомогою інтерференційно-поляризаційних фільтрів в червоній лінії водню.

Самі хромосферні волокна неоднорідні. Як показали в останні роки дослідження астрономів Пулківської обсерваторії, ці волокна складаються з ще більш дрібних елементів, товщина яких не перевищує декількох сотень кілометрів. Побачити їх з Землі роздільно надзвичайно важко. Елементарні волоконця хромосфери можуть мати різну температуру: від 5 тисяч до 150 тисяч градусів і вище. Найбільш гарячі з них близькі по температурі до газу корони. Щільність газу в волоконцях може змінюватися в тисячі і сотні тисяч разів. В окремих випадках в хромосфері утворюються щільні і порівняно «молоді» згустки газу, дуже схожі на «холодні» згустки в центрі хромосферних спалахів.

На кордоні фотосфери і хромосфери розташовуються сонячні факели, щільні, що складаються з окремих хмарних «зерен» хмари газу з температурою приблизно на тисячу градусів вищою, ніж температура на межі фотосфери (5000 градусів). Більш розріджену верхню частину факелу, що дає тільки лінійчатий спектр, ще називають флокулом. Під час максимуму сонячної активності факели іноді піднімаються досить високо в хромосферу і видні у вигляді яскравих точок серед хромосферних волокон. Яскраві «зерна» факелів дуже недовговічні. Вони існують не більше кількох хвилин. Однак самі факели при цьому можуть довго залишатися на одному місці. Замість зниклих «зерен» майже на тому ж місці з’являються нові. Між факельними «зернами» і слабкими хромосферними спалахами багато спільного. Слабкі спалахи в достатку відбуваються завжди недалеко від факелів. Тривають вони теж всього кілька хвилин. Викиди з таких спалахів нічим не відрізняються від хромосферних спикул, а найслабші спалахи можуть бути легко сплутані з яскравими «зернами» факелів.

Та й чи можна говорити про те, що їх легко сплутати? Чи не одне це і те ж явище? Проти такої гіпотези можна заперечити тільки одне. Хромосферні спікули спостерігаються над будь-якою ділянкою поверхні Сонця, і їх важко зіставити зі скупченнями факелів (факельними полями, або факельними площадками).

Якась частина загального потоку найбільш повільних корпускул, що викидаються Сонцем, безумовно, йде до нас від факелів. Геофізики, які вивчають земний магнетизм вже досить давно, встановили, що у змінах напруженості геомагнітного поля легко простежується двадцятисемиденна періодичність. Двадцять сім днів – це приблизно час одного обороту Сонця навколо осі по відношенню до Землі для ділянок поверхні Сонця, розташованих недалеко від екватора (чим ближче до полюсів, тим період обігу газових мас фотосфери довше). Нещодавно Е. Р. Мустель і О. Н. Митропольська довели, що з районів великих скупчень факелів йдуть до нас потоки порівняно повільних корпускул, швидкість яких не перевищує декількох сотень кілометрів на секунду. Всі факельні «зерна» викидаю такі потоки. Активність Сонця поширена по всій його поверхні. Групи плям і навколишні їх факельні поля є лише місцями найбільшого посилення процесів. Ось, чому правий був М. В. Ломоносов, який писав про Сонце, що це «киплячий вічно океан». Дихання бур на цьому океані (спалахи, факели), долітає до Землі і відображається на явищах природи.

ЯДЕРНІ РЕАКЦІЇ НА СОНЦІ

Вже сам факт виникнення при хромосферних спалахах частинок космічного випромінювання свідчить про можливість короткочасних ядерних реакцій, які можуть відбуватися під дією космічних променів навіть у земній атмосфері. До того ж сам – процес стиснення газу при спалаху, може, створювати нагрів його невеликих згустків до температури в 10 – мільйонів градусів. При такій температурі вже можна спостерігати термоядерні реакції, і перш за все, мабуть, реакцію перетворення водню в гелій. Першим продуктом зіткнення двох протонів буде ядро важкого водню – дейтерій. Сам дейтерій при зіткненнях з ядрами гелію розпадається, утворюючи ядра гелію і знову протони…

У звичайних умовах на Сонці ми не можемо спостерігати помітної кількості атомів важкого водню, але під час спалахів поява дейтерію можлива. Правда, обгрунтувати теоретично цей процес вкрай важко зважаючи швидкі зміни температури у спалаху але як би там не було, а останнім часом все ж вдалося в спектрах хромосферних спалахів знайти лінії дейтерію.

Вивчення ядерних реакцій на Сонці ще тільки починається, і можна думати, що в найближчому майбутньому воно дасть цікаві результати. Безсумнівно, що Сонце може і повинно бути для вчених фізичною лабораторією, в якій хоча і не можна ставити експерименти за своїм бажанням, але вони постійно відбуваються завдяки інтенсивній сонячній активності, і насамперед хромосферним спалахам.

Автор: В. Крат.

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *