Рис. 1. Гигантская петля линий магнитного поля на Солнце, ставшая видимой за счет горячей плазмы, движущейся вдоль этих линий. Фото с сайта science.nationalgeographic.com
По результатам наблюдения одной из групп солнечных пятен японские астрофизики обнаружили маленькую (около 1000 км в диаметре) светлую область на поверхности Солнца, магнитное поле в которой составляет 6250 Гаусс. Это одно из самых сильных полей, зарегистрированных на Солнце за всю историю измерений (110 лет), и самое сильное из достоверно определенных. Но интереснее всего то, что эта область формально находится вне солнечного пятна — то есть там, где столь сильное поле ожидалось меньше всего.
Магнитное поле на Солнце
Солнце, как и любая «обычная» звезда (а мы не будем говорить о всякой экзотике вроде нейтронных звезд или белых карликов), — это гигантский самогравитирующий шар горячей плазмы. Плазма, в свою очередь, — это газ с преимущественным содержанием заряженных частиц (электронов, ионов и т. п.). В горячей плазме эти частицы движутся с очень большими скоростями. Как известно из основ электродинамики, там, где есть движущиеся заряженные частицы (то есть, по сути, электрический ток), есть и магнитное поле. И чем быстрее движется заряд — тем сильнее поле. Поэтому естественно, что магнитные поля являются неизменными спутниками жизни звезд, и в частности Солнца. Более того, эти поля управляют многими проявлениями активности звезд: вспышками, выбросами вещества, образованием пятен.
В отдельные моменты магнитные поля могут возрастать на порядки
Солнце обладает крупномасштабным дипольным магнитным полем (см. Магнитные поля Солнца), медленно «закручивающимся» вокруг нашей звезды из-за ее вращения и в конечном итоге меняющим свои полюса примерно раз в 11 лет (физика этого процесса ясна еще не до конца, но он порождает знаменитый цикл солнечной активности). Индукция (грубо говоря, сила) этого поля на поверхности Солнца в среднем составляет около 1 гаусс. Это сравнимо с магнитным полем на поверхности Земли. В этом смысле Солнце, как звезда, — далеко не самая «замагниченная». Поля так называемых «магнитных звезд» в тысячи и десятки тысяч раз сильнее. Но в отдельные моменты времени в отдельных областях поверхности нашего светила магнитные поля могут возрастать на порядки, что приводит к вспышкам и вызывает корональные выбросы массы. Эти быстрые потоки плазмы возмущают межпланетное магнитное поле, а достигая магнитосферы Земли, вызывают полярные сияния, магнитные бури и прочие явления, влияющие на жизнь людей. Поэтому изучение магнитных полей Солнца — одновременно и прикладная задача, и, конечно же, чисто научная. Кроме того, на примере Солнца можно также в деталях изучать магнетизм похожих на него звезд.
Темные пятна на Солнце
Темные пятна на поверхности Солнца — еще одно из проявлений локального усиления магнитного поля звезды. Систематически наблюдаемые вот уже более 400 лет, солнечные пятна — в некотором роде не более чем оптическая иллюзия: не такие они уж и темные на самом деле. Пятна — это области фотосферы Солнца с пониженной температурой. В среднем поверхность Солнца разогрета примерно до 6000 K, а вот пятна «остыли» до ~4500 K. Как известно, светимость нагретого тела меняется как четвертая степень его температуры (см. Законы теплового излучения). Отсюда и получается, что пятна выглядят примерно в 3 раза более тусклыми, а на контрасте с ярким окружением — почти черными.
При чем здесь магнитное поле? Базовая картина возникновения солнечных пятен на данный момент выглядит следующим образом. Пятна получаются там, где силовые линии крупномасштабного магнитного поля как бы всплывают из-под поверхности Солнца, образуя компактную особенность — петлю (рис. 1). Линии магнитного поля в основаниях петли собраны в плотные пучки, что эффективно усиливает поле в этом месте до 3–4 тысяч гаусс. Столь сильное поле препятствует подводу тепла из внутренних областей Солнца к поверхности тем, что частично подавляет конвекцию вещества: в основании петли плазма остывает и наблюдается как пятно (рис. 2). Отсюда же понятно, что пятна возникают парами и имеют разную полярность — северную или южную — в зависимости от того, как направлены в них линии локального магнитного поля (соответственно, из поверхности или в поверхность звезды).
Рис. 2. Схема пары солнечных пятен, образовавшихся из-за «всплытия» петли магнитного поля. Рисунок с сайта astronomy.nmsu.edu
Солнечная конвекция
Чтобы понять, как устроено Солнце (сильно упрощенно, конечно), представьте себе кастрюлю с кипящей водой, стоящую на горячей плите. Плита — это источник тепла, которое проходит в виде излучения через дно кастрюли и нагревает воду. Вода начинает кипеть: ее горячие потоки устремляются вверх от дна к поверхности, отдают там свое тепло и опускаются вниз. А с поверхности воды тепло далее уносится паром или нагретым воздухом. Так вот в Солнце роль плиты выполняет ядро, в котором идут термоядерные реакции, роль толстого дна кастрюли — так называемая зона лучистого переноса, а кипящей воды — конвективная зона. Если в каком-то месте конвекция идет не очень эффективно, то там поверхность Солнца оказывается более холодной и выглядит более темной.
Схематичное изображение внутреннего строения Солнца. Фотосфера нагревается конвекционными потоками, передающими тепло из зоны лучистого переноса. Рисунок с сайта passmyexams.co.uk
Впервые магнитное поле Солнца было обнаружено и достоверно измерено в 1908 году американцем Дж. Хэйлом и как раз в одном из пятен (G. E. Hale, 1908. On the Probable Existence of a Magnetic Field in Sun-Spots). Тогда величина поля оказалось равной 2 килогаусс, что в 2–4 тысячи раз больше, чем магнитное поле Земли (но почти в 10 раз меньше, чем поле современного аппарата магнитно-резонансной томографии, примерно в 50 раз меньше самых сильных полей, создаваемых человеком, и в миллиарды раз меньше полей некоторых нейтронных звезд).
Индукция — рекордные 6250 Гаусс
Наблюдение за солнечными пятнами и изучение их магнитных полей — одна из повседневных задач современной гелиофизики. Этим занимается в том числе и японская космическая обсерватория Hinode, выведенная на орбиту еще в 2006 году. В феврале 2014 года с ее помощью наблюдали одну из пар пятен, видимых тогда на Солнце (получившую обозначение NOAA 11967, рис. 3). Авторы исследования — сотрудники японской Национальной астрономической обсерватории Такенори Окамото (Takenori J. Okamoto) и Такаси Сакураи (Takashi Sakurai). Они и представили свои результаты в статье, опубликованной в журнале The Astrophysical Journal Letters.
Рис. 3. Слева: активная область NOAA 11967 с обозначенной ориентацией щели спектрополяриметра обсерватории Hinode (белая линия). Справа: часть спектра той области, на которую наложена щель. Видны две линии нейтрального железа с длинами волн ~6301,5 и 6302,5 ангстрем (1 ангстрем = 10−10 м). Видно расщепление этих линий вследствие эффекта Зеемана. Причем в районе точки 1 это расщепление сильнее всего и соответствует магнитному полю более 6 килогаусс. Изображение из обсуждаемой статьи в The Astrophysical Journal Letters
Ученые провели спектральные наблюдения пары пятен, позволившие измерить величину магнитного поля в разных ее частях. В центре большего пятна поле оказалось примерно в 4 тысячи раз больше, чем в среднем по Солнцу (то есть около 4 килогаусс). Это было вполне ожидаемо. Однако в светлой области между пятнами индукция оказалась еще больше и составила рекордные 6250 Гаусс. И вот это уже было сюрпризом. К слову, в 2013 году немецкие исследователи уже отчитывались о возможном обнаружении поля в 7 килогаусс в полутени солнечного пятна (M. van Noort et al., 2013. Peripheral downflows in sunspot penumbrae). Но это была всё же часть самого пятна, и полученная оценка была скорее косвенной (см. врезку про эффект Зеемана).
Эффект Зеемана
У ученых есть метод практически прямого измерения магнитных полей Солнца и других звезд «на расстоянии». Правда, для его обоснования приходится обращаться к квантовой теории. Хотя идея здесь довольно простая. Напомним, что атомы каждого химического элемента обладают уникальным (по сравнению с другими элементами) набором дискретных энергетических уровней, которые могут быть заняты одним или несколькими электронами. Если электрон в атоме переходит с «верхнего» уровня на «нижний», то разница их энергий излучается в форме фотона (кванта света). Верно и обратное: атом способен поглотить фотон определенной энергии, «перебросив» один из своих электронов на уровень повыше. Последний процесс порождает линии поглощения в спектрах звезд и позволяет нам рассуждать об их химическом составе.
Однако, если атомы поместить во внешнее магнитное поле, то можно сказать, что произойдет дополнительное расщепление его энергетических уровней: их станет больше. Что, с точки зрения наблюдателя, приводит к возникновению и дополнительных (расщепленных) линий в их спектре. Причем чем сильнее будет внешнее поле, тем сильнее будет и расщепление. Это — проявление так называемого эффекта Зеемана, открытого голландцем Питером Зееманом еще в 1896 году. И именно благодаря ему ученые могут измерить магнитное поле внутри конкретного солнечного пятна либо рядом с ним. Конкретно в обсуждаемой работе исследовались линии нейтрального атома железа.
Эффект Эвершеда — еще не до конца прояснен
Главная проблема в том, что в светлой области между пятнами конвекция почти не подавлена и, казалось бы, сильного поля там быть не может. Поэтому авторам пришлось искать дополнительное объяснение этому парадоксу. Выглядит оно, в их представлении, следующим образом. Каждое солнечное пятно порождает радиальный поток плазмы, который со скоростью в несколько километров в секунду движется от центра пятна во внешние области. Это наблюдательный факт, называемый эффектом Эвершеда. Детали его еще не до конца прояснены, но вероятнее всего он связан с изменением наклона линий магнитного поля: вдали от центра пятна линии из вертикальных становятся горизонтальными и как бы стелются по поверхности звезды.
Поток Эвершеда существует как у северного, так и у южного пятна, но у одного из них он может оказаться сильнее. Тогда он способен немного прижать линии поля на границе соседнего пятна, от чего плотность энергии поля, а вместе с ней и величина самого поля должны существенно увеличиться (рис. 4). Это и есть идея, которая, в целом, объясняет полученные данные.
Рис. 4. Усиление магнитного поля за границей солнечного пятна. Слева показана «стандартная» ситуация, а справа — ситуация, где поток Эвершеда (или аналогичный ему) от второго пятна доминирует и сжимает линии магнитного поля на границе первого пятна. Изображение из обсуждаемой статьи в The Astrophysical Journal Letters
Интересно, что рецензент статьи, как указывают авторы в одном из примечаний к тексту, предложил и другую возможную интерпретацию: усиление поля в изучаемой области произошло из-за явления пересоединения (наложения) силовых линий магнитного поля (см. статью «Загадка солнечных вспышек»). При этом детально такая версия в статье не обсуждается.
Понимание физики солнечных пятен — это понимание процессов влияющих на нашу глобально электрифицированную цивилизацию
В любом случае, полученные наблюдательные данные накладывают дополнительные ограничения на структуру и силу потоков вещества, наблюдающихся внутри пар солнечных пятен, — в том числе и потока Эвершеда, физика которого, напомним, еще до конца не ясна. Любая модель, описывающая эти потоки, теперь должна допускать образование полей, по силе не уступающих обнаруженному. А глубокое понимание физики солнечных пятен — это, в конечном итоге, понимание многочисленных эруптивных процессов происходящих на Солнце, влияющих на нашу глобально электрифицированную цивилизацию всё больше и больше.
Источник: elementy.ru
