Сонце — центральна зоря Сонячної системи, її наймасивніший об’єкт, джерело майже невичерпної енергії, й загалом посередня зоря відносно інших світил. Це основи того, що ми знаємо про нього зараз. Але шлях до цих знань починався з вірувань у його магічну природу. Зовсім не дивно, що воно було центральним (або наближеним до такого) божеством у практично всіх народів світу. Проте такі вірування не завадили стежити за нашим світилом. Перші спостереження стосувалися руху Сонця по небу та його затемнень.
Сонячні плями
Справжні астрофізичні дослідження природи Сонця почалися лише з 1610 року, коли Галілео Галілей створив свій телескоп, крізь який поглянув на небесні тіла. Він помітив темні області на сонячній поверхні, які ми зараз називаємо плямами. Існують свідчення, що за цими плямами стежили ще стародавні вавилоняни та китайці. Але в ті часи всі дослідження здійснювалися неозброєним оком і не були регулярними. Винахід телескопа змінив стан речей, тому початком ери спостережень Сонця вважають першу половину XVII століття. Астрономи помітили, що плями рухаються. Спочатку їх вважали планетами всередині орбіти Меркурія, але Галілей довів, що це — утворення на поверхні світила, тобто воно також обертається навколо власної осі.
Наприкінці XIX століття Едвард і Енні Маундер опублікували працю з посиланням на Густава Шпьорера про огляд кількості сонячних плям і зауважили, що в другій половині XVII століття їх майже не було. Причиною цього виявився не брак спостережень, а реальна відсутність плям на Сонці. Водночас учені відзначили, що кількість полярних сяйв також зменшилась і під час затемнень сонячна корона виглядала тьмяною. Це наштовхнуло на припущення про вплив нашого світила на Землю, що проявляється у частоті полярних сяйв у залежності від кількості плям. Цей період часу назвали «мінімумом Маундера». Існують спроби пов’язати його з кліматичними змінами на Землі. Впродовж XVII століття спостерігалося зниження температури, назване Малим льодовиковим періодом. Хоча дві вищезазначені події перетинались у часі, але Малий льодовиковий період почався задовго до зникнення сонячних плям, тому зв’язок між їхньою кількістю та змінами клімату доволі сумнівний.
У 1666 році Ісаак Ньютон, пропустивши сонячний промінь крізь скляну призму, розклав його у спектр і продемонстрував, що біле світло складається з різних кольорів. Завдяки цьому він заклав новий напрям у спостереженнях за Сонцем — спектроскопію. Цей напрям почав приносити плоди аж на початку XIX століття. У 1800-му сер Вільям Гершель випробовував нові світлофільтри, що мали пропускати червоне світло для спостережень за сонячними плямами. Але він помітив дивне явище: за фільтром відчувалося тепло. Пропустивши світло крізь призму та поклавши термометри на різних кольорах і один — збоку від «червоної» зони (де око вже не бачило жодних кольорів), він був вражений результатом: термометр «поза кольорами» показував найвищу температуру. Вчений дійшов висновку, що, крім видимого світла, є ще невидима частина спектра.
Наступного року Йоганн Вільгельм Ріттер виявив, що з протилежного — фіолетового — кінця спектра також є невидиме випромінювання, яке можна зареєструвати завдяки його дії на сполуки срібла. Ці невидимі частини сонячного світла назвали тепловими та хімічними променями. Тепер вони відомі нам як інфрачервоні й ультрафіолетові промені.
У 1802 році Вільям Волластон розклав сонячне світло у спектр і помітив там темні лінії. Він припустив, що причиною їхнього виникнення є недосконалість призми та не надав їм особливого значення. Аж у 1814-му Йозеф Фраунгофер спостерігав темні лінії у спектрах Сонця та інших зірок, причому частина з них співпадала, а частина у різних об’єктів знаходилася в різних положеннях. Спочатку він зробив припущення, що ці лінії виникають у земній атмосфері, але в такому разі всі вони мали би бути на одному місці. Отже, їхня природа була пов’язана з процесами на зірках. Уже в 1859 році Густав Кірхгоф установив зв’язок між спектроскопічними лініями та хімічними елементами. Завдяки цьому астрономи почали відкривати нові елементи: спочатку на Сонці, потім — на Землі. Першим із них став гелій, знайдений 1868 року в сонячній короні П’єром Жансеном і Норманом Лок’єром. Останній, до речі, заснував журнал Nature. Роком пізніше у спектрі Сонця виявили яскраву лінію невідомого елемента і назвали його коронієм.
Але повернімося до плям. У 1843 році Гейнріх Швабе публікує працю, в якій зазначає періодичність зміни кількості плям на Сонці. Обчислений ним період становив 10 років (насправді тривалість циклів сонячної активності варіюється в межах від 7,5 до 11 років). Роботою Швабе зацікавився директор Бернської обсерваторії Рудольф Вольф. Він почав збирати дані минулих спостережень, слідкувати за плямами на Сонці та придумав критерій їх оцінки, який пізніше назвали числами Вольфа. У 1852-му він разом з Едвардом Себайном, а також Жан-Альфред Готьє та Йоганн фон Ламонт незалежно один від одного виявили зв’язок між сонячними плямами та магнітним полем Землі. У 1848 році Джозеф Генрі визначив, що температура у плямах нижча, ніж на сонячній поверхні навколо них.
Магнітні бурі
1 вересня 1859 року британські любителі астрономії Річард Керрінгтон і Роджер Годжсон мали нагоду спостерігати дивне явище. Між великими плямами на Сонці виник яскравий спалах, що зник аж за 5 хвилин. Того ж дня ввечері обсерваторія К’ю зареєструвала сильні зміни у магнітному полі Землі. Після цього по всій планеті почали виникати потужні полярні сяйва, а всесвітня телеграфна мережа працювала зі збоями. Більшість телеграфних станцій згоріла. Деяких телеграфістів засипало іскрами, інші спокійно слухали сигнал… при від’єднаному від живлення апараті. Все це було наслідком величезного коронального викиду речовини з Сонця, який і спостерігали джентльмени Керрінгтон і Годжсон. Ланцюжок цих явищ назвали Керрінгтонською подією. Варто зауважити, що в 2013 році експерти страхової компанії Lloyd’s оцінили збитки від цього інциденту лише для США від 0,6 до 2,6 трлн доларів. Не виключено, що такі явища виникали на Землі й раніше, але Керрінгтонська подія стала першою задокументованою.
У 2012 році на Сонці відбувся корональний викид речовини, що міг спричинити магнітну бурю, близьку за силою до Керрінгтонської, однак він оминув нашу планету. Доволі потужна магнітна буря у березні 1989-го спричинила збої в електропостачанні канадської провінції Квебек.
Магнітна буря — це лише збурення у магнітному полі нашої планети. Воно може бути викликане сильним потоком заряджених частинок від Сонця (корональний викид речовини) або змінами у сонячному магнітному полі. Це явище більш небезпечне для об’єктів у космосі, ніж на Землі. Найвразливішими є штучні супутники. Потужні спалахи чи викиди речовини на Сонці можуть зіпсувати електроніку. Менш помітним є вплив на орбітальний рух космічних апаратів, проте його також не варто ігнорувати.
«Намагніченість» сонячних плям була доведена Джорджем Гейлом у 1908 році за допомогою ефекту Зеемана: в магнітному полі спектральні лінії розщеплюються. Також він виявив, що після одного 11-річного циклу полярність плям у північній і південній півкулях світила змінюється на протилежну. Після цього ще були спроби знайти магнітне поле на Сонці, проте безуспішні: над його «звичайною» поверхнею воно набагато слабше, ніж над плямами. Лише в 50-х роках минулого століття це вдалося зробити Горесу та Гарольду Бебкокам на новітній апаратурі. А в 1961 році вони публікують пояснення механізму утворення плям і зміни полярності магнітного поля Сонця. Згідно з ним, на початку сонячного циклу магнітні лінії зорієнтовані паралельно меридіанам (полоїдальна складова). Завдяки диференційному обертанню нашого світила плазма разом із магнітними лініями закручується, вони стають паралельними до екватора (зростає тороїдальна складова). При збільшенні напруження ліній магнітного поля частина з них починає виходити на поверхню фотосфери. У місцях їхнього виходу та входу утворюються сонячні плями. З часом лінії перекручуються та перезамикаються таким чином, що їхня орієнтація знову стає меридіональною, але з протилежною полярністю до попереднього циклу.
Сонячна корона
Сонячна корона зацікавила науковців, відколи вони зрозуміли, що це — частина Сонця, а не Місяця. Її дослідження почалися з другої половини XIX століття. Спочатку проводили тільки спектроскопічні спостереження та лише під час затемнень.
З 1931 року дослідження корони стають повсякденними завдяки створенню Бернаром Ліо нового типу телескопа — коронографа, здатного імітувати затемнення за допомогою невеликого «штучного Місяця» у фокальній площині. Бенгт Едлен разом із Вальтером Гротріаном в 1939 році виявили, що короній — це насправді не невідомий елемент, а високоіонізований атом заліза, котрий має лише 13 електронів. Звідси випливає, що в сонячній короні дуже висока температура, оскільки лише в таких умовах атоми можуть бути настільки сильно іонізовані. За приблизними оцінками, ця температура сягає мільйона кельвінів. А температура фотосфери — поверхні Сонця — становить лише 5780 K (близько 6050°C).
З урахуванням того, що сонячна корона — доволі протяжний об’єкт, що сягає навіть орбіти Землі, виникає питання: як ми досі не підсмажилися? Відповісти на нього допоможе аналогія з киплячою водою. Її температура за нормальних атмосферних умов становить 100°C, а температура водяної пари завжди вища, ніж сотня градусів (інакше пара сконденсується у воду). Ми можемо тримати руку над киплячою водою певний проміжок часу, тоді як в окропі — ні, хоча пара гарячіша. А справа тут у масі речовини, що взаємодіє з рукою. Об’ємна концентрація молекул води в окропі в тисячі разів більша за концентрацію водяної пари у повітрі. Тому й теплообмін між рукою та гарячою водою відбувається набагато швидше, ніж між рукою та парою.
Те саме й у космосі: концентрація частинок у короні в районі земної орбіти дуже низька в порівнянні з концентрацією частинок у фотосфері Сонця, а тим паче — в атмосфері Землі. Тому й «тепло» від корони ми практично не відчуваємо.
Постає й друге запитання: яка причина настільки високої температури в короні? Ось тут однозначної відповіді досі немає. На сьогодні найбільш популярними гіпотезами є хвильове нагрівання та перезамикання магнітних ліній. Першу запропонував Еврі Шатцман у 1949 році. Згідно з нею в надрах Сонця утворюються магнетоакустичні (поздовжні) та альвенівські хвилі (поперечні, напрямок поширення яких збігається з напрямком магнітних ліній), що переносять енергію з глибин світила на поверхню — фотосферу — та вивільняють у вигляді тепла, яке й нагріває корону. Ці хвилі мають бути низькочастотними — від мілігерц до кількох сотень герц. Дані з сонячних обсерваторій SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) та TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) показали, що хвилі цих частот присутні у Сонці, але їх недостатньо для наявного нагрівання, а супутник SDO (Solar Dynamic Observatory) знайшов такі хвилі в окремих місцях у нижніх шарах сонячної атмосфери, в областях спокійного Сонця, в корональних дірах і активних областях. Тобто вони можуть виникати повсюдно, але в різні проміжки часу. Та цього недостатньо, щоб нагріти всю корону.
З іншого боку, відбувається перезамикання магнітних ліній між маленькими областями (50—1000 км) на поверхні Сонця, з яких виходять або у які входять магнітні лінії. Ці області змінюють своє положення через постійне конвективне перемішування речовини, завдяки чому й виникає перезамикання, під час якого може відбутися мікро- або наноспалах, що спричиняє нагрівання.
Такі події мають відбуватися на Сонці повсюдно та постійно, але помітити їх безпосередньо не вдається. Ті ж самі TRACE і SOHO бачили в ультрафіолеті легкі збільшення яскравості, які й пов’язали з цими мікроспалахами, проте спостерігали їх не всюди. Цю гіпотезу запропонував Юджин Паркер.
Наступним етапом у вивченні сонячної корони стане дослідження її зблизька за допомогою космічних апаратів. Про це ми розповімо в окремій статті.
Тільки найцікавіші новини та факти в нашому Telegram-каналі!
Приєднуйтесь: https://t.me/ustmagazine
