Курс теоретической астрофизики

Спектроскопическое изучение пятен позволило сделать вывод о движении газа в них. Скорости этого движения — порядка 2 км/с в области полутени. При этом в нижних слоях пятна вещество из него вытекает, а в верхних — в него втекает (эффект Эвершеда). Принимая во внимание существование таких потоков газа, можно было бы думать, что в пятне происходит в основном конвективный перенос энергии. Однако в действительности в пятне, как и в фотосфере, главную роль в переносе энергии играет лучеиспускание. К такому выводу приводит сравнение теоретических и наблюдательных данных об интенсивности излучения, выходящего из пятна. В пятне (как и вообще в фотосферах холодных звёзд) поглощение света производится в основном отрицательным ионом водорода. Поэтому приближённо можно считать, что в видимой части спектра коэффициент поглощения не зависит от длины волны, и интенсивность излучения, выходящего из пятна, в случае лучистого равновесия определяется формулой (4.39). Эта формула даёт: 1) распределение энергии в спектре пятна при заданном угле θ, 2) изменение интенсивности излучения данной частоты ν при изменении положения пятна на диске Солнца. Значения интенсивности излучения 𝐼_ν(0,θ), вычисленные по формуле (4.39), находятся в удовлетворительном согласии с результатами наблюдений пятен. Однако при допущении о конвективном равновесии пятна согласие между теорией и наблюдениями отсутствует.

Физические условия в пятнах изучаются такими же методами, как и условия в звёздных атмосферах. В частности, применяется построение кривых роста и анализ профилей спектральных линий. В результате определяется степень возбуждения и ионизации атомов, электронная концентрация, скорости движения газов и другие характеристики пятен.

Наиболее важной особенностью солнечных пятен является присутствие в них магнитных полей. Пятен без поля не наблюдается. Более того, слабые магнитные поля иногда обнаруживаются до появления пятна в данном месте фотосферы (или через некоторое время после его исчезновения).

Исследование магнитных полей пятен производится на основе наблюдения эффекта Зеемана, представляющего собой расщепление спектральных линий в магнитном поле. Картина расщепления зависит от угла между направлением поля и лучом зрения. Обычно магнитные поля пятен перпендикулярны к солнечной поверхности. Поэтому для пятна в центральной части диска имеет место продольный эффект Зеемана. В этом случае линия расщепляется на две поляризованные по кругу составляющие, отстоящие от нормального положения линии на величину

Δ

λ

=

4,7⋅10⁻⁵

𝑔λ²𝐻

,

(15.18)

где длина волны λ выражена в сантиметрах, напряжённость поля 𝐻 в эрстедах и 𝑔 — множитель Ланде. Определение напряжённости магнитных полей пятен при помощи формулы (15.18) приводит к значениям порядка нескольких сотен и тысяч эрстед.

В большинстве случаев зеемановские компоненты линии не наблюдаются в отдельности, а сливаются между собой, т.е. при наличии магнитного поля линия расширяется. При этом происходит увеличение эквивалентной ширины для линий средней интенсивности, вследствие чего кривая роста поднимается в её «пологой» части. По кривой роста для пятен может быть оценена напряжённость магнитного поля.

Для подробной интерпретации спектров солнечных пятен необходима теория образования линий поглощения в магнитном поле. Эта теория разрабатывалась во многих исследованиях, причём в некоторых из них при довольно общих предположениях (в частности, при учёте некогерентности рассеяния света).

Причина образования солнечных пятен не вполне ясна. Несомненно, их появление связано с возникновением в глубине конвективной зоны магнитных полей, которые каким-то образом выносятся наружу. Как известно, плотность магнитной энергии равна 𝐻²/(8π). В глубоких слоях эта энергия меньше энергии конвективного движения ½ρ𝑣² и магнитное поле не препятствует конвекции. Но в наружных частях пятен имеет место обратное неравенство, т.е.

𝐻²

8π

>

1

2

ρ𝑣²

,

(15.19)

и магнитное поле подавляет конвекцию. Считается, что вследствие отсутствия конвективного переноса энергии наружные части пятен и оказываются холоднее окружающей их фотосферы.

Группы пятен обычно окружены факелами, представляющими собой светлые образования на диске Солнца. Как правило, факелы появляются несколько раньше пятен и существуют в среднем в три раза дольше их. Особенно хорошо видны факелы на краю диска, где фотосфера менее ярка, чем в центре. Этот факт объясняется тем, что в поверхностных слоях температура факела выше температуры фотосферы (примерно на 300 K). По-видимому, перенос энергии в факелах осуществляется не только лучеиспусканием, но и конвекцией.

4. Солнечная активность.

Кроме пятен и факелов, на Солнце наблюдаются и другие нестационарные процессы. Наиболее замечательные из них — хромосферные вспышки и протуберанцы.