На сегодняшний день эта уже давно принятая большинством гелиофизиков модель получила прямые подтверждения с помощью метода гелиосейсмологии. Так, в октябре 2003 года на Солнце почти одновременно и недалеко друг от друга возникли три гигантские группы пятен. Регистрация колебаний Солнца с помощью космического аппарата SOHO позволила зафиксировать огромную неоднородность в форме петли, всплывающей из недр конвективной зоны к поверхности. Когда верхушка всплывающей петли достигла фотосферы, здесь начали появляться быстро растущие пятна.
Как правило, солнечные пятна окружены обширными полями так называемых факелов, также обнаруженных в первых телескопических наблюдениях четыре столетия назад. Они выглядят как яркие (ярче фотосферы!) образования в виде множества ярких точек с характерным размером гранулы (1–1,5 тысячи километров). Отдельные факельные гранулы выстраиваются в цепочки, которые демонстрируют своеобразную ячеистую структуру с характерным размером супергранулы (30–40 тысяч километров).
Измерять магнитные поля факелов сложно, поскольку выяснилось, что здесь напряженность поля гораздо меньше, чем в пятнах, и расщепление спектральных линий незначительно. Типичные значения для напряженности поля факелов – десятки и сотни эрстед. Если поле окажется больше (порядка тысячи эрстед), среди факелов может возникнуть темная деталь зарождающегося пятна.
У факелов есть очень интересное свойство. Они хорошо выделяются на краю Солнца, но когда Солнце поворачивается и факельное поле оказывается вблизи центра диска, контраст факельных гранул падает до обычного уровня обыкновенных гранул, и различить их становится невозможно.
Объяснить это странное явление можно следующим образом. Если представить себе, что факельные гранулы приподняты над фотосферой (над обычными гранулами) и часть энергии излучается «вбок», из боковых стенок конвективного элемента, то увидеть это излучение можно только глядя сбоку – например, когда наш взгляд падает не радиально к Солнцу, а почти по касательной к солнечному шару. Это и происходит при наблюдениях факелов вблизи видимого края диска светила. Об этой идее еще в 1979 году автору рассказал руководитель его дипломной работы, отечественный гелиофизик Эдвард Владимирович Кононович (1931–2017). Так оно и оказалось…
Откуда берется дополнительная энергия факелов? Можно вспомнить, что в пятнах наблюдается дефицит излучаемой энергии. Но энергии, поступающей снизу, из недр Солнца, нужно куда-то деваться, и если ее меньше выйдет на поверхность в пятнах, то ее должно больше выйти вокруг пятен – в факелах!
Кроме того, слабое магнитное поле факелов (оно здесь преимущественно вертикальное) препятствует движениям в поперечном (горизонтальном) направлении. Это облегчает конвекцию, и конвективные потоки в факелах прорываются несколько выше, чем в зоне обычной грануляции.
Факелы – довольно устойчивые образования. Они могут существовать многие недели и месяцы. Обычно факельная площадка возникает до появления пятен, ее площадь увеличивается. Когда среди факелов возникают первые пятна, вокруг формируется обширное факельное поле, которое долго (пару месяцев) существует после исчезновения последних пятен. По внешнему виду факелов опытный наблюдатель может оценить их возраст: со временем плавно меняются контраст факелов и их общая структура.
Рис. 17. Пятно на краю солнечного диска в окружении ярких факелов
Пятна и факелы на фоне вездесущей грануляции – это практически все проявления солнечной активности, которые можно увидеть на уровне фотосферы без специальных фильтров. (Впрочем, есть еще один тип факелов, не связанных с пятнами, – это так называемые полярные факелы, которые возникают на высоких широтах за пределами королевских зон и выглядят как отдельные яркие точки.)
С наблюдений именно этих двух типов образований (пятен и факелов) начался мониторинг солнечной активности, который ведется с перерывами уже почти четыре столетия. Но если мы будем подниматься над фотосферой и попытаемся исследовать области хромосферы и короны с помощью спектральных методов и специальных фильтров, мы неожиданно обнаружим гораздо более богатую и разнообразную картину, которая обычно остается незаметной!
Наблюдать хромосферные и корональные проявления солнечной активности трудно. Плотность плазмы там, как сказано выше, чрезвычайно мала, и эти слои практически прозрачны. Если убрать яркий свет, который идет снизу, от фотосферы, и оставить только слабый свет в каком-нибудь очень узком спектральном диапазоне (шириной порядка ширины спектральной линии), тогда есть шанс увидеть структуры хромосферы и короны, которые излучают именно на этой длине волны.
Это можно сделать с помощью спектрогелиографа, как когда-то делал Хэйл (для этого надо просканировать все изображение Солнца с помощью спектрографа и построить изображение диска Солнца в лучах выбранной линии). Гораздо удобнее это делать с помощью уже упоминавшихся выше ИПФ – интерференционно-поляризационных фильтров, пропускающих свет в чрезвычайно узком спектральном диапазоне (например, в свете линии водорода Н-альфа). В последнее время могут использоваться более простые и дешевые интерференционные фильтры, ширина полосы пропускания которых приближается к параметрам ИПФ. Они тоже позволяют наблюдать хромосферу Солнца в линии водорода.
Картина в свете водорода (это основной элемент на Солнце!) выглядит ошеломляюще. Мы получаем возможность проанализировать новый, более высокий срез солнечной атмосферы, расположенный примерно в 1200–1700 километрах над фотосферой.
Первое, что бросается в глаза, – это пятна. В хромосфере они тоже видны, но хуже, чем в фотосфере. Обычно хорошо просматриваются темные тени пятен, а вот полутени выглядят уже по-другому. Дело в том, что хромосфера, в отличие от фотосферы, значительно сильнее ионизована. Здесь работает главный закон плазмы – вмороженность магнитного поля в вещество. Это означает, что вещество может двигаться только вдоль силовых линий магнитного поля, и струи плазмы будут ориентироваться вдоль поля так же, как железные опилки в школьном опыте с магнитом.
На фильтрограммах (изображениях хромосферы, сфотографированных сквозь узкополосные фильтры) видно, что волокна полутени продолжаются далеко за пределы пятна, переходя в так называемую суперполутень, или системы квазигоризонтальных волоконец (фибрилл). В результате группа пятен оказывается охваченной обширными областями возмущенной хромосферы, где видны изгибающиеся «потоки» фибрилл. Именно эта картина, впервые увиденная Хэйлом, привела его к догадке об игре магнитных полей. Важно не забывать, что называемые «волоконцами» или «фибриллами» структуры имеют гигантские по земным меркам размеры: при толщине полторы-две тысячи километров они имеют длину порядка 30 тысяч километров, а в ряде случаев и больше! Это сформированные магнитными полями изогнутые трубки, вдоль которых непрерывно течет солнечная плазма.
Над факелами в хромосфере тоже наблюдаются яркие образования. Здесь, на хромосферном уровне, они называются флоккулами. Яркие области флоккулов представляют собой своеобразные «навершия» факелов – при наложении снимков фотосферы и более высокого слоя хромосферы зоны расположения факелов и флоккулов совпадают. Но, в отличие от факелов, флоккулы великолепно видны не только на краю Солнца, но и во всей королевской зоне!
