Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Феномен нейтринных осцилляций был предсказан в 1957 г. Бруно Понтекорво. С точки зрения наблюдателя, он состоит в том, что после испускания нейтрино любого типа детекторы на разных расстояниях от источника будут регистрировать нейтрино всех трех типов. Строго говоря, это не означает взаимное превращение частиц друг в друга. Нейтрино всегда является суперпозицией трех состояний, одно из которых может проявляться в данный момент. Осцилляции происходят и в вакууме, но наличие вещества может их усиливать (так называемый эффект Михеева – Смирнова – Вольфенштейна, иногда в данном случае говорят о неосцилляторных превращениях одного сорта нейтрино в другой, называя их адиабатическими превращениями сорта (adiabatic flavor conversion), но мы будем называть все превращения осцилляциями, чтобы не усложнять терминологию). Это позволяет решить проблему солнечных нейтрино. Эти частицы рождаются в результате термоядерных реакций в недрах Солнца, и при энергии нейтрино выше нескольких мегаэлектронвольт осцилляции в основном происходят внутри Солнца, а при более низких энергиях – по пути от Солнца до Земли. В результате мы регистрируем лишь около трети электронных нейтрино, возникающих при синтезе гелия из водорода.

1.3. 11-летний цикл активности

Одной из главных особенностей солнечной активности является наличие так называемого 11-летнего цикла. С этим периодом меняется количество солнечных пятен, вспышек, а также всех других проявлений активности, включая потоки радио-, рентгеновского и гамма-излучения. Этот цикл связан с изменением магнитного поля Солнца, полярность (направление) которого меняется с периодичностью около 22 лет. Однако детальные причины такого поведения Солнца остаются неизвестными: существующие модели генерации и эволюции магнитного поля, объясняющие солнечный цикл, нуждаются в проверке и, возможно, модификации и развитии.

Одиннадцатилетняя периодичность в количестве солнечных пятен была установлена в 1840-е гг. Генрихом Швабе (Samuel Heinrich Schwabe). С 1849 г. Рудольф Вольф (Rudolf Wolf) начал регулярные подсчеты солнечных пятен и их групп по разработанной им методике (так называемого числа Вольфа). Кроме того, он использовал архивные данные, чтобы установить, как менялось число пятен и групп начиная с 1749 г. Благодаря работе Вольфа и его последователей у нас есть качественные непрерывные данные по солнечным пятнам на протяжении 24 циклов. Именно это делает ряды наблюдений пятен ценнейшим материалом для изучения поведения Солнца, хотя в последние десятилетия разработаны и более надежные методы мониторинга солнечной активности.

Цикл начинается с минимума в количестве солнечных пятен. Первый цикл отсчитывают с 1755 г., а текущий (24-й) цикл начался в 2009 г. Продолжительность цикла лишь в среднем равна 11 годам, отклонения могут превосходить год (а иногда и два!) в ту или иную сторону.

Активность Солнца меняется с периодичностью около 11 лет.

Сейчас используется несколько методик подсчета солнечных пятен и их групп. Помимо подсчета числа пятен и групп измеряется и их площадь, а с 1946 г. для мониторинга солнечной активности используют также радионаблюдения на частоте 2,8 ГГц (длина волны 10,7 см). Разные методы по-разному определяют момент начала цикла, разброс между ними может составлять несколько месяцев.

Начало 11-летнего цикла солнечной активности принято отсчитывать с минимума.

Цикл – это всплеск солнечной активности, вызванный внутренними процессами, связанными с магнитным полем. Последовательно наступающие циклы могут слегка перекрываться, и это можно установить различными методами. Например, пятна в цикле начинают появляться на широтах ±30–40 градусов, а потом постепенно места появления новых пятен сдвигаются ближе к экватору. Соответственно, вблизи минимумов на Солнце могут присутствовать пятна и старого, и нового циклов.

Среднее (глобальное) магнитное поле на Солнце невелико. По порядку величины оно примерно такое же, как на поверхности Земли. Но локально (например, в пятнах) поля могут достигать величин в тысячи раз больше. Изменения полей порождают индукционные токи, сложная эволюция системы полей и токов в плазме приводит к богатству магнитогидродинамических процессов и многообразию активных явлений на Солнце (и других звездах).

Цикличность солнечной активности связана с изменениями магнитного поля.

Данные наблюдений указывают, что магнитное поле играет ключевую роль во всех проявлениях солнечной активности. В максимуме цикла меняется полярность глобального магнитного поля Солнца, величина поля в это время минимальна. Непосредственно вблизи максимума активности полярность поля может поменяться несколько раз. В минимуме солнечной активности величина глобального магнитного поля достигает максимума. Поэтому полный магнитный цикл составляет 22 года, за это время поле возвращается к прежней конфигурации.

Кроме того, меняется направление магнитного поля в солнечных пятнах. Обычно пятна появляются парами. Пятна в паре соединены линиями магнитного поля. В течение 11-летнего цикла лидирующее пятно в каждой паре в северном полушарии Солнца имеет одну и ту же полярность, а в южном – противоположную. В следующем цикле полярность меняется.

В максимуме цикла солнечной активности существенно возрастает светимость в радио-, ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Однако полное энерговыделение звезды практически не изменяется.

Кривая интенсивности солнечной активности в цикле несимметрична. В среднем от минимума до максимума проходит около 4 лет, а потом в течение 7 лет активность уменьшается. Но циклы вовсе не одинаковы, они имеют разную форму кривой активности, длительность, уровень активности в минимуме и максимуме. Закономерности в изменении параметров циклов пытаются найти, но этот процесс, к сожалению, затруднен недостатком информации: данные по пятнам охватывают менее трех столетий, по магнитным полям – около века, а детальные данные наблюдений в других диапазонах спектра – всего лишь чуть более полувека.

Однако известно, что на больших промежутках времени активность Солнца претерпевает существенные изменения. Так, в так называемом минимуме Маундера (1645–1715 гг.) на Солнце практически не было пятен, а изучение косвенных данных позволяет установить, что подобные затяжные периоды слабой активности Солнца наблюдались и ранее. Существовали и периоды, когда активность Солнца в среднем была повышена.

Солнечная активность существенно изменяется на длительных временных масштабах.

Вблизи максимума активности возрастает частота появления солнечных вспышек, протуберанцев, корональных выбросов и др. Также возрастает светимость в гамма-, рентгеновском, ультрафиолетовом и радиодиапазонах. Однако полное энерговыделение Солнца при этом изменяется крайне незначительно – менее чем на 0,1 %. Тем не менее повышенная солнечная активность может весьма значительно сказываться на параметрах земной магнитосферы и даже на климате. Кроме того, высокая солнечная активность, сопровождаемая мощными вспышками и корональными выбросами, отрицательно воздействует на космические аппараты, космические и наземные сегменты систем навигации, связи и сигнализации, нарушая их работу (вплоть до полного выхода из строя).

В годы минимумов солнечной активности поток галактических космических лучей во внутренней части Солнечной системы возрастает, поскольку в годы максимумов последствия выбросов вещества Солнца препятствуют их проникновению в эту область. Космические лучи, взаимодействуя с атмосферой Земли, приводят к появлению изотопов

C и

Be. Анализ содержания этих изотопов в древних остатках растений и в ледовых отложениях позволяет судить о солнечной активности в далеком прошлом.

Плохое понимание причин существования 11-летнего цикла не позволяет надежно предсказывать солнечную активность более чем на несколько лет вперед.

На протяжении десятков лет продолжаются попытки научиться предсказывать солнечную активность. К сожалению, из-за плохого понимания физических механизмов солнечных процессов пока это делается только с использованием феноменологических методов. В настоящее время поведение цикла можно предсказать с достаточной точностью лишь спустя 2–3 года после его начала. При этом важным оказывается поведение Солнца во время предыдущего цикла.

1.4. Солнечные пятна, протуберанцы и все-все-все

Существует множество образований, связанных с солнечной активностью: пятна, протуберанцы, спикулы, факелы. Важную роль в структуре поверхности Солнца играют гранулы и супергранулы. Вспышки и корональные выбросы также связаны с различными активными процессами.

Поверхность (фотосфера) Солнца состоит из гранул – образований размером около 1000 км, живущих в среднем несколько минут. Своим существованием гранулы обязаны конвективным потокам, приносящим тепло из недр звезды. Центральная (светлая) часть гранулы соответствует восходящему потоку и имеет более высокую температуру. Относительно темные прожилки между гранулами соответствуют нисходящим потокам уже несколько остывшего вещества.

В середине XX в. на Солнце были обнаружены более крупные структуры – супергранулы. Как и гранулы, они связаны с конвективным переносом энергии во внешних частях Солнца.

Супергранулы имеют размеры в десятки тысяч километров и живут около суток. Их изучают, наблюдая скорости движения вещества в хромосфере Солнца.

Солнечная грануляция и сверхгрануляция возникают из-за конвективного перемешивания и переноса тепла во внешних слоях Солнца.

С конвективным переносом тепла связаны и самые известные детали на солнечном диске – пятна. Они наблюдаются как темные области размером от десятков до десятков тысяч километров. В пятнах сильные магнитные поля (достигающие в области тени – самой темной части пятна – нескольких тысяч гаусс) подавляют конвекцию, препятствуя переносу тепла снизу. В результате в области пятна поверхность Солнца имеет температуру около 3000–4000 K. Поскольку поток излучения с единичной площади пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела, пятна выглядят намного темнее поверхности.

Крупные пятна иногда могут быть замечены даже невооруженным глазом, особенно если Солнце наблюдается сквозь дымку. Поэтому существуют десятки письменных свидетельств наблюдения пятен в дотелескопическую эпоху. Кроме того, даже после изобретения телескопа пятна успешно наблюдали с помощью камеры-обскуры. Однако именно создание оптических приборов позволило приступить к систематическому изучению этого явления. Количество пятен на протяжении сотен лет служит мерилом уровня активности Солнца.

Пятна на диске Солнца темнее окружающей поверхности, поскольку имеют более низкую температуру. Это объясняется наличием сильных магнитных полей, препятствующих конвекции.

Процесс рождения пятна связан с крупномасштабной конвекцией и занимает несколько дней, а процесс разрушения пятна связан с мелкомасштабной конвекцией и занимает несколько недель. Поэтому можно наблюдать, как группа пятен исчезает за краем Солнца, а через пол-оборота появляется из-за противоположного края. Именно такие наблюдения позволили Галилею и его современникам открыть и измерить период вращения Солнца вокруг своей оси.

Яркие факельные поля компенсируют падение светимости Солнца из-за присутствия пятен.

Активные явления на Солнце в основном возникают благодаря сильным магнитным полям, и многие образования появляются именно в области пятен, где величина полей особенно велика. Поэтому солнечные пятна – и в пространстве, и во времени – являются хорошими индикаторами солнечной активности: их количество отражает общий уровень активности, а местоположение позволяет локализовать активные области на солнечном диске. В максимуме активности наблюдается намного больше пятен, и может показаться, что полная светимость Солнца в этот момент немного падает, поскольку на нем много темных областей. Однако на самом деле это не так: наоборот, в максимуме Солнце излучает на несколько сотых долей процента больше энергии, чем в минимуме. Этот эффект связан с наличием ярких горячих областей – факельных полей.

Факельные поля состоят из небольших магнитных элементов – магнитных трубок диаметром менее 300 км и с индукцией магнитного поля около 1000 Гс (это в несколько тысяч раз сильнее магнитного поля Земли). Магнитное поле подавляет конвекцию, однако более важно, что при этом формируется узкое углубление в фотосфере. Дно его более холодное, но стенки горячие, так как к ним подводится тепло из горячих соседних областей. В результате возникает область с повышенной яркостью. Факельные поля лучше видны, если на них смотреть сбоку, и поэтому на солнечном диске они ярче видны вблизи лимба (на краю). Факельные поля часто связаны с областями солнечных пятен. Яркие факельные поля с лихвой компенсируют уменьшение светимости Солнца за счет большого количества темных пятен.

Протуберанцы могут подниматься над солнечным диском на сотни тысяч километров.

С активными областями связано и образование самых впечатляющих структур в атмосфере Солнца – протуберанцев. Существуют данные о том, что протуберанцы наблюдали во время солнечного затмения еще в XII–XIII вв. С появлением телескопов стали возможны более детальные наблюдения, однако первые несколько веков протуберанцы все равно в основном наблюдали во время затмений на краю солнечного диска. По этой причине часть астрономов связывала их не с Солнцем, а с Луной, и лишь с середины XIX в. окончательно сформировалось правильное понимание о природе протуберанцев как феномена в атмосфере Солнца. С появлением спектральных наблюдений в 1860-е гг. стало возможным наблюдать протуберанцы и вне затмений.

Протуберанцы – это аркоподобные структуры над солнечным диском, хорошо заметные на его краю. Это относительно холодные (5000–10 000 K) и плотные образования из хромосферного вещества, оказавшегося в разреженной горячей (около миллиона градусов) короне. Форма в виде арок объясняется поддерживающим действием магнитного поля. Если протуберанец проецируется на солнечный диск, то его обычно можно заметить как темное волокно при наблюдении в спектральной линии водорода H?. Гигантские протуберанцы могут иметь размеры сотни тысяч километров.

Менее впечатляющие структуры, возвышающиеся над солнечным диском, – спикулы. Эти короткоживущие «колонны» на несколько минут поднимаются на высоту до нескольких тысяч километров, а потом разрушаются. Одновременно на Солнце существует несколько сотен тысяч таких образований.

Однако, несмотря на большое количество детальных наблюдений, происхождение многих структур на Солнце и детали их эволюции остаются во многом загадкой. Как правило, для объяснения физических механизмов активных процессов на Солнце существуют конкурирующие модели.

1.5. Солнечная корона и затмения

На снимках полного солнечного затмения вокруг темного диска Луны, заслоняющего Солнце, можно увидеть сияние короны. Корона – это самые внешние, крайне разреженные (плотность порядка 10–12 от плотности фотосферы) слои солнечной атмосферы, имеющие высокую температуру (миллионы градусов) и простирающиеся вплоть до расстояний в несколько солнечных радиусов (миллионы километров), где она постепенно переходит в солнечный ветер. Из-за низкой плотности поверхностная яркость короны невелика, и на ярком фоне дневного неба она не видна, поэтому до 1930-х гг. ее можно было наблюдать исключительно во время затмений.

В 1930-е гг. были созданы первые внезатменные коронографы, позволяющие изучать корону постоянно, а не только в редкие моменты затмений. С началом эры космических полетов появилась возможность изучать солнечную корону из космоса, где не мешает фон неба, а также можно проводить наблюдения в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах, на которые приходится основное излучение горячей короны.

Солнечная корона имеет низкую плотность и высокую температуру.

Средняя температура короны составляет 1–2 млн градусов, однако во время вспышек в ней возникают области с температурой, достигающей 20–40 млн градусов. Условия в короне настолько экстремальны, что астрономы долгое время не могли идентифицировать одну из спектральных линий, открытых еще в XIX в., приписывая ее новому элементу – коронию. Лишь в конце 1930-х гг. удалось установить, что это линия железа, потерявшего 13 электронов.

Наблюдать корону можно либо во время затмений, либо с помощью специальных приборов, либо же из космоса в коротковолновых диапазонах спектра.

Излучение короны в оптическом диапазоне в основном определяется томсоновским рассеянием солнечного света на электронах, рассеянием излучения на пыли и излучением ионов в линиях. В коротковолновом диапазоне основной вклад дают свободно-свободные переходы (так называемое тормозное излучение), а также, возможно, некоторый вклад вносит комптоновское рассеяние на горячих электронах. На корону приходится лишь около одной миллионной доли всего излучения, испускаемого Солнцем, в основном в ультрафиолете и рентгеновском диапазоне, однако корона является мощным источником радиоизлучения.

Вид короны зависит от уровня солнечной активности.

Корона обладает сложной, постоянно меняющейся структурой. Во многом это связано с магнитными полями, конфигурация которых изменяется со временем. Ионизированное вещество движется вдоль магнитных силовых линий. При этом в нижней короне (до высоты в сотни тысяч километров) именно давление магнитного поля является определяющим – там поле полностью контролирует поведение плазмы.