Тайните на слънчевия вятър

[Р. Теодосиев]

Тайните на слънчевия вятър

И. С. Веселовски

Превод: Н. Ахабабян

Източник: „Тайны солнечного ветра“, Природа №10 (1142) 2010

Статията е публикувана в бр. 2, 2014 г. от списание "Светът на физиката" (WOP.COINTECH.NET), което се издава от Съюза на физиците в България.

Вероятно всеки от нас някога с увлечение е рисувал руменото лъчисто лице на Слънцето. Наивната детска рисунка правилно предава общото впечатление от това „как духа Слънцето“. Обаче много от детайлите на тази картина и до днес все още не са нарисувани, скрити са от наблюдателите и са неизвестни не само на децата, но и на възрастните. Нашето светило постоянно „диша“, а понякога и „киха“, сякаш е живо. А неговото обкръжение, в това число Земята и животът върху нея, тънко усеща причудливото дихание на Слънцето, забелязвайки го понякога, а понякога – не. Това слънчево дишане определя „космическото време“¹.

Интересното е, че сегашното Слънце „умее“ да прави упражнения по „издишане“ с различна продължителност – от часове до много години. Обаче то сякаш не може нито за минута „да задържи напълно дишането си“ или да „вдишва“. Някога, много много отдавна, всичко е било иначе – младото и растящо Слънце още се е изграждало и активно е вдишвало междузвездния газ заедно с праха. Какво е било това дишане – сега можем само да гадаем. А какво имаме днес?

Удивителното „дишане“ на Слънцето

Преминавайки от образните аналогии към по-строги научни категории, да напомним, че цялата Слънчева система на разстояние до около 100 AЕ от центъра е запълнена с плазма, непрекъснато изтичаща от Слънцето – това, което наричаме слънчев вятър. Той е съставен главно от протони и електрони, но се срещат и йони на хелия, и високойонизирани йони на кислорода, силиция, сярата, желязото и на други елементи. Средната скорост на слънчевия вятър при земната орбита е около 400 km/s, плътността на протоните е 5-7 cm^–3 , температурата е ~ 10⁵ К. При такава скорост разстоянието от Слънцето до Земята се преодолява за четири дни. От обширните коронални дупки винаги духа по-бърз, по-разреден и по-горещ слънчев вятър с типична скорост 700800 km/s, който покрива това разстояние за по-кратко време. От Слънцето постоянно изтичат потоци вещество във вид на напълно йонизирана водородно-хелиева плазма с примеси от други йони, които постепенно се разсейват в междупланетното пространство. Там те съществуват месеци и години в рамките на много околоосни обороти на Слънцето, образувайки причудливо изменяща се спираловидна рисунка, напомняща струи вода, изтичащи от въртящ се маркуч. Само че в този случай струите са значително по-широки. Слънчевият вятър и неговата променливост свидетелстват за отсъствието на механично и термодинамично равновесие на Слънцето.

Понякога бърз вятър може да възникне и на други места на Слънцето – при мощните коронални масови изригвания той се движи даже с още по-голяма скорост и се усилва няколко пъти само за няколко часа. Тези нараствания стават толкова силни и резки, че възникват и се разпространяват ударни вълни, пробягващи цялата хелиосфера². До Земята такъв удар достига за денонощие, в много редки случаи даже за 12 часа, а до границата на хелиосферата – за няколко месеца.

Основен двигател на бързия вятър, ускоряващ движението на плазмата и изхвърлящ го срещу силата на тежестта във външните слоеве на слънчевата атмосфера, са магнитните сили, макар доскоро изследователите да мислеха, че главна роля играе нагряването на короната и газовото налягане подобно на процесите в обикновен реактивен двигател. Оказа се обаче, че газовото налягане в слънчевата корона като цяло е по-слабо от магнитното напрежение. При тези условия силата на Ампер ускорява движението на плазмата значително по-ефективно от газодинамичното налягане.

Как и защо духа слънчевият вятър са увлекателни и важни въпроси на съвременната астрофизика и на космическата физика. Доколко сме успели да напреднем в решаването им?

Загадки без отгатване

Че Слънцето от време на време „киха“ хората са разбрали много преди да се досетят за неговото непрестанно, бавно и плавно „дишане“. Доскоро този процес въобще не е бил забелязван или не му се е обръщало внимание. Най-първите „улики“ за забележимо присъствие на постоянен поток от слънчева плазма са установени от Л. Бирман и неговите колеги през 40-те години при изучаването на плазмените опашки на кометите. Пак тогава немските изследователи въвеждат и словосъчетанието „слънчев вятър“³. А днес по целия свят учените изучават как са устроени „дихателните органи“ на Слънцето и как работят те.

Произходът на бавния слънчев вятър и до днес не е установен. При орбитата на Земята неговата скорост практически никога не пада под 200-300 km/s, оставайки повисока от скоростта на звука и от алфвеновата скорост⁴, всяка от които обикновено е от порядъка на няколко десетки километра в секунда. Не е напълно ясна тази долна граница на скоростта на слънчевия вятър, както и самият факт, че постоянно съществува поток навън без възвратни течения в хелиосферата. Също така не е известно кога въобще той е възникнал в еволюционната скала на времето, сменяйки процеса на натрупване на вещество при образуването на нашата звезда с изхвърляне на вещество обратно в междузвездното пространство, и как е станало това. За нашето Слънце загубата на маса, обусловена от слънчевия вятър, е много по-малка от загубите на неговата маса на покой заедно с излъчваната бяла светлина (т.е. непрекъснатото излъчване във видимия спектър – бел. ред.). Обаче потоците на импулсите са сравними. Случайно ли е това съвпадение? Има и друг неясен въпрос: каква е ролята на подфотосферните процеси при дълговременните изменения на параметрите на слънчевия вятър?

Слънчевият вятър е силно променлив, но се наблюдава навсякъде и винаги в хелиосферата като свръхмагнитозвуков поток поне до срещата му с някакво забавящо го препятствие – било то планета, комета, астероид или междузвездна среда. Потоците слънчев вятър са насочени приблизително радиално настрани от нашето светило. Ние вече сме привикнали с тези основни характеристики на слънчевия вятър и с представите за изтичането на плазма, натрупани главно през космическата ера. Почти половин век преки измервания в космоса са дали огромно количество информация с добре изучени статистически свойства, създадени са теории и модели, но и до днес не си даваме докрай сметка защо нещата стават именно така, а не иначе.

Физичните представи за слънчевия вятър и неговата променливост напоследък забележимо се разшириха и трансформираха [1-3]. Нека разгледаме няколко исторически и съвременни епизода от борбата на идеи при разкриването на тези тайни на природата.

В търсене на истината

Историята на изследванията в областта на слънчевия вятър и слънчево-земната физика е пълна със забавни куриози. Първите в света непосредствени наблюдения на плазмата от слънчевия вятър в междупланетното пространство са получени от К.И. Грингхауз и сътрудници с първите съветски ракети, изстреляни към Луната през 1959 г. Известният съветски астрофизик И.С. Шкловски, поканен от Грингхауз за интерпретация на тези резултати, рязко критикува в своята книга [4] теоретичните представи за перманентно свръхзвуково разширение на слънчевата корона, като ги счита за следствие от теоретични грешки. Но се заблуждава не само той. Големият английски геофизик С.Чапмън, който въвежда в научна употреба термина „геомагнетизъм“, още през 20те години на миналия век схваща правилно и пръв пресмята спиралната картина на потоците вещество от въртящото се Слънце, но същевременно настоява, че слънчевата корона като цяло е статична. Към тази гледна точка се придържат и много други видни специалисти, които развиват теоретични модели на статичната корона, като ги екстраполират доста далеч от Слънцето – чак до земната орбита и след нея. Това била сериозна физична грешка, която задържа развитието на правилните представи, макар че „истината“ е била вече известна на някои не толкова видни учени.

Научните спорове не затихват още много години, даже когато вече огромно количество факти (преди всичко наблюденията на кометните опашки, на вариациите на галактичните космически лъчи, на геомагнитните смущения и преките измервания в междупланетното пространство) свидетелстваха за обратното – за перманентния и динамичен характер на движенията във външната корона и в междупланетната плазма, която се явява нейно продължение във вид на слънчев вятър. Основната маса учени повярваха в постоянното съществуване на слънчевия вятър и в отсъствието на статичен газ в междупланетното пространство едва в началото на 60-те години – след като американската космическа сонда „Mariner-2“ измерваше в продължение на няколко месеца по пътя си от Земята към Венера скоростта, плътността и температурата на плазмата, както и магнитното поле. Превратът в масовото съзнание настъпи практически мигновено, след година-две изведнъж всички заговориха за „слънчевия вятър“.

Но и тук не мина без куриози. В своята първа публикация в престижно физично списание американските изследователи заявиха, че те са регистрирали с „Mariner-2“ галактическото магнитно поле. Днес знаем, че измереното от тях магнитно поле съвсем не е галактическо, а се създава от електричните токове в хелиосферата и зависи силно от връзките със Слънцето, променяйки се с неговата активност. Това поле се нарича междупланетно. При орбитата на Земята то е средно няколко нанотесла. Главният и най-мощен хелиосферен електричен ток, създаващ това поле, е съсредоточен в тънък токов слой, чиято повърхност има сложна форма на двойна спирала, въртяща се заедно със Слънцето около оста му, и обръщащо се перпендикулярно към тази ос заедно с общото магнитно поле.

Магнитните метаморфози на хелиосферата

На фиг.1 са представени кадри от кинофилм, илюстриращ общата картина на въртене и изменение на наклона на хелиосферния токов слой така, както си го представяме днес. Слънцето заедно с наклонения токов слой се върти равномерно около оста си с период около 27 дни. „Прекатурването“ на диполното поле на Слънцето и цялата картина в перпендикулярно направление протича за 22 години – това е т.нар. магнитен цикъл на Хейл. Процесът на смяна на полюсите на общото поле протича бавно в годините на минимална и ниска активност, когато магнитната ос на Слънцето е близка до оста на неговото въртене. След това отклонението се увеличава и променя все по-бързо, магнитната ос флуктуира силно, преминавайки през равнината на слънчевия екватор по време на максимума на активност, и наново заема по-устойчиво положение за няколко години, но с противоположна ориентация на полето през следващия минимум на активност. Пълният магнитен цикъл на Слънцето трае 22 години и обхваща два 11-годишни цикъла на слънчева активност по брой на слънчеви петна (11-годишните цикли на Швабе – бел.ред.). Магнитната структура в областта на формиране на слънчевия вятър оставя своя отпечатък във вид на квазистационарни и транзиентни (преходни) потоци в хелиосферата. Едни от тях преобладават при спокойно Слънце, други – при активно.

Фиг. 1. Форма на хелиосферния токов слой в модела на бърза смяна на полюсите [5]. Вляво и вдясно е показан видът му съответно отстрани и отгоре.

Хелио с ферният токов слой разделя цялото околослънчево пространство на положителни и отрицателни сектори според знака на радиалното магнитно поле в тях. Той „подрежда и организира“ тримерната картина на течението и магнитните полета в несмутено състояние. Електричните токове текат по тази повърхност отначало подобно на тънък кръгов ток по хиперболична спирала, извършваща многобройни обороти около Слънцето, а след това на големи разстояния зад орбитата на Земята стават радиални. Нека подчертаем още веднъж, че околослънчевото и междупланетното пространство съвсем не е празно. Високоскоростни потоци от слънчев вятър винаги съществуват около магнитните полюси на Слънцето, чиято мощност и положение се менят с активността на Слънцето, а бавният вятър е съсредоточен близо до екватора. Благодарение на това ние виждаме 27-дневната и 11-годишната периодичност на слънчевия вятър в хелиосферата, а през 1999 г. при последната смяна на полюсите отчетливо се забеляза мощен поток от единствената обширна околополярна коронална дупка, обхващаща единия от магнитните полюси, който по това време се намираше около слънчевия екватор. Другият магнитен полюс на Слънцето изобщо липсваше поради големия квадруполен момент по това време. Много в тази картина и в тримерната структура на хелиосферата изясниха измерванията, проведени извън плоскостта на еклиптиката с космическия апарат „Ulysses“ (Одисей). А за галактичното магнитно поле в близката околност на Слънцето засега съществуват само хипотетични и косвени сведения, въпреки че бяха проведени измервания с няколко космически сонди на огромни разстояния – от порядъка на стотици астрономически единици от Слънцето⁵. Тези сведения се уточняват постоянно при изследванията на външните области на хелиосферата, която първи „усещат“ влиянието на Галактиката.

Мимоходом нека отбележим още един интересен исторически парадокс. Магнитосферата на Земята⁶, представата за която първи въведоха С.Чапмън и Ю.Бартел в средата на 30-те години на миналия век като за транзиентно образувание, обясняващо геомагнитните бури, се оказа, както сега разбираме, перманентен феномен, както и самите корпускулярни потоци от Слънцето. Размисляйки за постиженията и грешките на изследователите, можем да достигнем до по-задълбочено разбиране на природните явления и на нашата способност да не се отнасяме толкова строго към смяната на „непримиримите“ парадигми и образи в науката, а защо не и в живота.

Взривове и гъбовидни облаци

Още от древността човек се е интересувал от влиянието на Слънцето върху земните процеси. Днес изследователите се опитват да опознаят природата на бързо движещите се облаци в атмосферата на най-близката до нас звезда. Тези облаци възникват при взривни процеси и могат да се разпространяват в хелиосферата.

Ерупционните процеси при силни слънчеви изригвания и коронални изхвърляния на маса често са съпроводени с навлизането на това вещество в междупланетното пространство. В този случай скоростта на слънчевия вятър може да надхвърли 2 000 km/s, затова изхвърленото вещество заедно с носените от нея доста силни магнитни полета достига до Земята понякога за половин денонощие и причинява редица смущения в околоземното космично пространство и на самата повърхност на Земята. Най-добре изучените последствия са йоносферните и геомагнитни бури.

За първи път слънчево изригване е било описано в научната литература след наблюдение на уникални по своята сила събития на Слънцето на 1 септември 1859 г., когато то е било забелязано независимо един от друг от английските наблюдатели Р.Керингтън и П.Ходжсън на изображения на Слънцето в бяла светлина⁷. По това време обаче все още не е имало достатъчно пълни и точни представи за слънчевия вятър, които се формират едва след столетие. Не е била ясна и връзката на появилата близо 12 часа след това силна геомагнитна буря с въпросното изригване. Затова в своето съобщение английският наблюдател Керингтън много внимателно отбелязва по този повод: „една лястовица пролет не прави“. Известният английски физик лорд Келвин категорично отхвърля изобщо възможността за съществуване на причинно-следствена връзка между събитията на Слънцето и геомагнитните бури. Той се основавал на грешни оценки и на тогавашните представи, че около Слънцето е празно, и че всички електрични токове не могат да излизат извън неговите предели. Днес знаем, че това не така.

Образуването на гъбовиден облак след силен взрив в земната атмосфера е добре известно и всестранно изучено изкуствено явление. Нещо подобно става и в естествени условия, когато бързо издигащ се и нарастващ буреносен облак или облак от вулканичен взрив приема формата на наковалня. Независимо от произхода на облака в атмосферата, такава сплесната отгоре форма възниква по много проста причина: поради силното забавящо действие на околния газ. Сходни явления се наблюдават и на Слънцето.

Фиг.2. Коронални изхвърляния на маса във вид на разширяващи се гъбовни облаци. Кадри от филми, заснети с коронографите LASCO С2 и C3 на космическия апарат SOHO.

Важната разлика тук е в това, че движещите сили на такива взривове на Слънцето имат съвсем друга физична природа, а забавянето или ускоряването на плазмените облаци в движещия се слънчев вятър не могат да се забележат толкова лесно. Това стана възможно едва през последните години. Сложният произход на съответните явления, тяхната магнитохидродинамична и кинетична природа сега щателно се изучават. Без съмнение, най-мощните взривове и най-силните коронални изхвърляния на маса се пораждат от процеси, протичащи в самите недра, т.е. под видимата повърхност на Слънцето. Затова тяхната подготвителна фаза и началното им развитие са скрити за преки наблюдения, а проследяването им е възможно само с методите на хелиосеизмологията⁸, която едва сега започва успешно да се развива. На слънчевата повърхност, в неговата фотосфера и хромосфера, както и в преходния слой към короната, се наблюдават сложни и разнообразни съпътстващи явления-предвестници. Може би скоро ще се научим да ги използваме по-добре за прогнозиране.

Короналните изхвърляния на маса в зрителното поле на коронографите или радиохелиографите се появяват на някаква височина в короната като че ли от нищото. Но това е само илюзия. Те бързо нарастват, разширяват се на всички страни, техните куполообразни или дъгообразни върхове се издигат в зрителното поле на коронографите и се разнасят в междупланетното пространство заедно с потоците слънчев вятър, понякога изпреварвайки ги, а друг път изоставайки от тях. Масата на такъв облак може да надхвърли 10 15 g. Скоростта му може да достигне (а понякога и да надхвърли) 1-2 хиляди km/s и затова движението му често е съпроводено с ударни вълни и ускоряване на частиците. Температурата в облака е нееднородна, някои от участъците му са нагрети до коронална температура, измервана с милиони градуси, а други могат да съдържат и 100 пъти по-хладното и плътно вещество на слънчевите протуберанси. Такива хладни „уплътнения“ не успяват да се загреят и да достигнат термодинамично равновесие при бързото си движение през короналната среда с температура от милиони градуси. По състава си това е същата плазма като в слънчевия вятър. При това хелият, който се среща по-често, отколкото другите елементи (без да броим водорода), може да йонизиран двукратно или еднократно, давайки прекрасен „термометър“ в ръцете на изследователите.

Постоянното наблюдение от космоса на линиите на ултравиолетовото излъчване на Слънцето и с коронографи в бяла светлина позволи да се създаде огромен архив кинофилми и да се осмислят по съвършено нов начин физичните процеси по време на слънчевите изригвания и короналните изхвърляния на маса. Ако по-рано течаха дискусии за „първичността“ или „вторичността“ на едното или другото от тези явления, то сега стана ясно, че и двете са просто „паралелни“ канали за отделяне на свободната енергия във вид на електромагнитно излъчване и чрез движение на плазмата. Относителната част на едното или другото се характеризира с определен безразмерен параметър, който може да има съответно по-малка или по-голяма стойност в различните случаи. Другият важен извод е, че разглеждането на короналните изхвърляния на маса и слънчевия вятър поотделно има само ограничен смисъл и не винаги е оправдано.

Важно постижение бе установяването на глобални изхвърляния на вещество, обхващащи в мястото на своето развитие в слънчевата корона не само една активна област, а няколко такива, понякога намиращи се в различни полусфери, та чак до целия видим диск. Ето как изглеждат най-мощните и обширни явления на Слънцето, обхващащи целия диск (вж. фиг.3, горе вляво) в сравнение с по-слабите и компактни (долу вдясно).

Фиг.3. Коронални изхвърляния на маса. Те се виждат добре като тъмни образувания в разликата между рентгеновите и ултравиолетовите изображения както на лимба, така и на диска. При мощни събития те могат да имат глобален

характер, обхващащ едновременно две-три активни области или повече от половината на Слънцето [6].

Стереоскопичен поглед в бъдещето На 25 октомври 2006 г. в рамките на космическата мисия STEREO на NASA бяха изведени в орбита два спътника с идентично оборудване, в това число коронографи и телескопи. Тяхната задача беше да се провеждат наблюдения на Слънцето и на обкръжаващата го вътрешна хелиосфера едновременно от две различни точки на земната орбита (фиг.4).

Ние гледаме света с двете си очи по подобен начин – под различни зрителни ъгли и пресъздаваме тримерния образ на околното обемно пространство. Найдобре това ни се отдава за обекти на разстояние 25 cm от нашия нос, а в останалите случаи ние не винаги имаме 100 % увереност, а понякога даже грешим със своите изводи за геометричната форма на разглежданите предмети, особено ако не ги познаваме добре или въобще не сме ги виждали преди това. Понякога, даже и когато сме ги срещали, все пак могат да възникнат лъжливи илюзии и неверни картини. Впрочем, това умело е било използвано от някои изтъкнати художници на Средновековието.

При изпълнението на мисията STEREO за пръв път бяха получени стереоскопични изображения и кинофилми на движението на облаци в Слънцето и в слънчевия вятър, които позволиха да уточним представите си за голямото разнообразие на геометричните им форми.

Фиг.4. Разположение на космическите апарати STEREO

A и B спрямо Слънцето и Земята, каквото е било на 25 октомври 2009 г., т.е. три години след тяхното извеждане в орбита. С времето ъгълът на зрение към Слънцето ще продължава да се увеличава (вж. http://stereo-ssc.nascom. nasa.gov/where/). X,Y са осите на слънчево-земната еклиптична координатна система (HEE).

Слънчевият вятър и короналните изхърляня на маса не могат да бъдат достатъчно добре разбрани отделно от другите прояви на слънчевата активност. Сега продължават успешно да работят слънчевата и хелиосферна обсерватория SOHO и ред други космически апарати и спътници, създадени за по-детайлното изследване на слънчевата и хелиосферната активност. Много интересни резултати в това отношение дадоха руските изкуствени спътници на Земята от серията „Коронас“. Последният от тях беше изстрелян през 2009 г. и е насочен за детайлното изследване на найбързо протичащите процеси. Тази година се оказа уникална по отношение на спокойствието на Слънцето и в хелиосферата, което позволи получаването на ценна научна информация за найслабите избухвания (тя сега се обработва). На 11 февруари 2010 г. в САЩ беше изведена в орбита около Земята новата „Динамична слънчева обсерватория“ SDO (Solar Dynamics Observatory) с усъвършенствана апаратура за изследване влиянието на Слънцето върху Земята и околоземното пространство. Събирането на нови данни продължава.

Тук не успяхме да се докоснем до множество интересни и важни въпроси. Само ще споменем някои от тях. Преди всичко, защо днешното Слънце преимуществено отдава своето вещество, а не го получава от междузвездния газ? „Помпите“ и двигателите на веществото биха могли да работят и в обратна посока, продължавайки да всмукват вещество от междузвездната среда към Слънцето. Такава възможност не противоречи на никакви закони на физиката. Нещо повече, имаме основание да предполагаме, че в природата тя се реализира за други звездни обекти.

Това, че теорията не изключва подобни варианти, беше за пръв път показано през 1952 г. от английския астрофизик Х.Бонди, развиващ предсказанията на Ф.Хойл за акреция на вещество върху звезди от типа на Слънцето. Тогава даже се мислеше, че с този механизъм може да се обясни и нагряването на слънчевата корона. Наистина, скоростта на свободното падане на повърхността на Слънцето е 617.7 km/s, което е напълно достатъчно за това.

Но в действителност, вместо да пада върху Слънцето, плазмата във външната корона на разстояние няколко слънчеви радиуса излита от него приблизително със същата скорост. Особено внимание на възможността за свръхзвуково изтичане в чисто теоретичен план обръща през 1957 г. младият тогава американски астрофизик Ю.Паркър в рамките на същия идеализиран математичен модел, явно без да съзнава, че това е същият политропен модел, създаден от Бонди. Решението за скоростта и в двата модела се различава само по знак, както в добре известното от гимназиалния курс квадратно уравнение. Въпросът кое решение да се вземе – това със знак плюс или минус, решава физиката (природата), а не математиката. Неслучайно „физика“ или „природа“ в гръцкия език са думи с един и същи корен. Каква е в крайна сметка тази природа? Достатъчно пълен отговор на този главен въпрос засега няма. Той може да бъде получен само след нови изследвания.

Природата е щедра и разнообразна. Не е изключено да бъдат открити единични звезди от типа на Слънцето „със знак плюс или минус“ чрез наблюдения на доплеровото отместване в линиите на йони в ултравиолетовия диапазон. Напълно допустими са и по-сложни обекти с променлив знак на скоростта над различни участъци от повърхността им или във времето. Понастоящем има само някои първи измервания в крилата на линията Лайман-алфа на атомарния водород, предстои те да се осмислят и интерпретират правилно в моделните представи, които от своя страна не са напълно изчерпателни и еднозначни за всички видове звезди. Тогава в отговор на традиционния за специалистите въпрос защо духа слънчевият вятър, се налага да си спомним забравени разсъждения. Не само за необходимите гранични условия за стационарно изтичане – високо налягане на горещия газ в короната и ниско налягане на хладния разреден междузвезден газ в близката до нас междузвездна околност (т.е. за мигновените стойности), но и за принципно нестационарната и еволюционно обусловена природа на изтичането на слънчевия вятър.

Да изброим още няколко проблема, които чакат решение. Какво е съотношението между правите и обратни каскади на енергията от големите нееднородности и свързаните с тях продължителни процеси към малките и бързи пространствено-времеви събития на Слънцето и в хелиосферата? Как протича взаимодействието на слънчевия вятър с междузвездната среда? Каква роля играе законът за запазване на ъгловия момент в еволюцията на слънчевия вятър? Как все пак се нагрява слънчевата корона „като цяло“ и как се ускорява слънчевият вятър, толкова разнообразен в свойствата си? Кои от многобройните предложени механизми за нагряване и ускоряване на слънчевата плазма са главните?

И накрая, защо в слънчевия вятър при многогодишните измервания на неговия състав с уреди на космически апарати никога не е наблюдавано обогатяване с хелий повече от 30-40% спрямо протоните при средно съдържание от 4-5%? Кое пречи това да се случва? Явно този факт е свързан с някакво регулиращо действие и преобладаване на процесите на турбулентно смесване над процесите на електромагнитна, дифузионна или гравитационна сепарация по състав. Наложителността от построяване на нови, по-адекватни модели на формиране на слънчевия вятър и неговия йонен състав в турбосферата⁹ около Слънцето днес е очевидна. Не по-малко очевидна е и необходимостта от допълнителни експериментални данни.

По-близо до Слънцето

Фиг.5. Принципна схема на тородиалния електростатичен анализатор на йони. 1 – входен прозорец на йонния

анализатор; 2 – първично огледало; 3 – врата; 4 – диафрагма;

5 – йонен електростатичен анализатор; 6 – диафрагма; 7 – огледало; 8 – детектор на йони (микроканална пластина).

Показани са траекториите на три снопа йони, влизащи в уреда под различни полярни ъгли: 0°, 45° и 90°. Ширината на енергетичния интервал на йоните е ~ 10%.

Мечтата да се изпрати космическа сонда в короната на Слънцето за изследване на протичащите там физични процеси се появи преди близо половин век. Обсъждаха се няколко варианта за облитане на Слънцето по полярна, наклонена или екваториална орбита около Слънцето на разстояние поне 10 слънчеви радиуса. Това би позволило разгадаването на много от тайните, споменати в предните абзаци на този текст, както и за пръв път да се изпълнят множество други интересни изследвания в близост до нашата звезда (впрочем, на разстояние 4 слънчеви радиуса всички материали биха се превърнали в пара). Такъв престижен, но технически много сложен и скъпоструващ проект и до ден днешен не е осъществен. Понастоящем в NASA той е известен под името „Solar Probe Plus“. За него засега е избрана схемата за многократни, но кратковременни сближавания със Слънцето по сложна траектория на полета с последователно заобикаляне на Венера в продължение на няколко години. Ключов за успеха на мисията ще бъде изборът на сложната апаратура със съответните характеристики. В дадения случай една от най-важните характеристики е бързото провеждане на измерванията, защото най-интересните участъци при наближаването ще могат да се наблюдават само няколко десетки часа поради огромната скорост на движение на апарата близо до Слънцето.

Ако измервателните уреди работят бавно, всички данни ще се размият. Руските учени и инженери биха могли да внесат забележим принос при реализацията на този проект, о сновавайки с е на своя богат теоретичен и практически опит. В Института за космически изследвания при Руската академия на науките съществуват разработки за провеждане на сигурни и бързи плазмени измервания в космоса и са постигнати съществени успехи при тяхното осъществяване. Под ръководството на професор О.Л.Вайсберг е създаден прототип на електростатичен анализатор на йони, приложим за дадения случай (фиг. 5). Най-привлекателната и оригинална особеност, отличаваща я от други чуждестранни аналози, е възможността за едновременен панорамен обзор на потока от плазмени частици с различни енергии в широк пространствен ъгъл, и не по-бавното им сканиране чрез превключване.

Фиг.6. Руският проект „Интергелиозонд“. Апаратът ще се движи около Слънцето чрез множество гравитационни маневри около Венера за излизане от равнината на еклиптиката и постепенно увеличаване на наклона на орбитата. Максималното приближаване до Слънцето е до хелиосинхронната зона на около 30 слънчеви радиуса.

Планират се и се разработват и други интересни проекти, свързани с проникването по-близо до Слънцето за изследване на онези участъци от вътрешната хелиосфера, които не са били посещавани от космически апарати. В Русия това е „Интергелиозонд“ (ръководители на проекта са акад. Л.М.Зельони, ИКИ РАН, и д.ф.м.н. В.Д.Кузнецов, ИЗМИ-РАН – фиг.6), а в Европа – „Solar Orbiter“, има и други. Тези проекти са по-евтини, но могат също да дадат уникална информация благодарение на наклона на орбитите, другия състав на апаратурата и по-благоприятните условия за работа, понеже става дума за области, не толкова близки до Слънцето като при „Solar Probe“, а за района на хелиосинхронната зона (около 30 слънчеви радиуса). Засега най-близките до Слънцето участъци от хелиосферата са посещавани от двата специално създадени за тази цел европейски космически апарата „Helios“ в средата на 70-те години само до разстояние ~ 0.3 AU (около 60 слънчеви радиуса) [1].

Светът в хелиосинхронния пояс

Хелиосинхронният пояс представлява сферична обвивка около Слънцето, разположена на разстояние около 30 негови радиуса, с дебелина няколко такива радиуса. Тук и още по-близо до Слънцето се намира много интересна област, за която засега не знаем толкова, колкото бихме искали и колкото се изисква за по-доброто разбиране на слънчево-земната физика. Космическите тела, движещи се по кръгова орбита около Слънцето в хелиосинхронния пояс, могат дълго да „висят“ над една и съща точка от слънчевата повърхност. Това поведение е аналогично на по-известното на публиката геосинхронно движение, което умело се използва на Земята. Спътник на Земята, намиращ се на разстояние около 36 хиляди km, се върти заедно с нея със същата ъглова скорост и „вижда“ под себе си едни и същи участъци от повърхността на планетата. Сега геосинхронната орбита е плътно населена със спътници за връзка, ретранслатори на телевизионни програми за определени региони и пр.

Хелиосинхранното движение по кръгова орбита също е привлекателно за дълговременни и непрекъснати наблюдения на едни и същи обекти на Слънцето. Това би било много интересно и полезно за изследване на раждането и еволюцията на активните области, короналните дупки, протуберансите, различните вълни и движения. От такива наблюдения се нуждае и хелиосеизмологията. Засега обаче учените са лишени от такава възможност. Да се реализира подобна схема в пълните си размери е трудно поради голямата техническа сложност, но приближаването към желаното е възможно.

Една от разликите между Слънцето и Земята е, че то не е твърдо, а газообразно. Екваториалните участъци от повърхността му се въртят около слънчевата ос по-бързо, отколкото полярните. Един оборот трае на екватора около 25 денонощия, а на високите хелиографски ширини е с няколко денонощия по-дълъг. Именно затова говорим за хелиосинхронен пояс около Слънцето, а не само за една орбита, какъвто е случаят с геосинхронната орбита около твърдата Земя.

При излизането на космическия апарат от хелиосинхронна орбита може да се случи много интересно явление: двойно пресичане на един и същ коронален лъч, въртящ се заедно със Слънцето. Отначало апаратът ще „догони“ и пресече този лъч на малко разстояние от Слънцето вътре в зоната, а след това самият въртящ се лъч ще „догони“ апарата и ще имаме второ пресичане – извън зоната и в обратна посока. Възможно е по такъв начин „два пъти да влезем в една и съща вода“ и така да проследим радиалните движения и другите промени на плазмата в пространството и времето.

Не е изключено радиалните лъчи в короната на Слънцето, видими на коронографските изображения, да губят своята цялост именно в хелиосинхронния пояс, а може би някъде извън неговите предели – поради съвместното действие на въртенето, магнитните сили и други фактори. Сега не знаем как става това, както не знаем и откъде се вземат резките скокове в плътността на слънчевия вятър при земната орбита. Те или идват от самото Слънце, или пък възникват някъде по пътя. Тези въпроси станаха особено актуални след измерванията със спътника „Интербол“. Дебелината на наблюдаваните плазмени фронтове се оказа много малка и съизмерима с ларморовия радиус на йоните, надвишавайки го само няколко пъти. При орбитата на Земята ларморовият радиус на топлинното движение на протоните в слънчевия вятър е от порядъка на няколко десетки километра. За да може подробно да се изследват такива фини детайли трябват много бързи плазмени измервания с рекордна скорост. В короната на Слънцето тези мащаби са значително по-малки поради по-високата напрегнатост на магнитното поле.

Когато се реализират подготвяните понастоящем космически мисии, ние веро-

ятно ще имаме нови открития и ще изградим нови теории. По-подробни сведения за съвременните постижения и проблеми при изследвания на слънчевия вятър може да се намерят в книгите [2,3] и от огромното количество текущи научни публикации и съобщения.

Бележки

1. Терминът „космическо време“ (space weather) се появява през 1990 г. и обхваща най-важните практически аспекти на слънчево-земните връзки, т.е. съвкупността от всички възможни взаимодействия между слънчевите и геофизичните явления. – бел.ред.

2. Хелиосфера се нарича тази област от околослънчевото пространство, в която слънчевият вятър се движи със свръхзвукова скорост спрямо Слънцето. Понякога под хелиосфера се подразбира и по-обширната област, заета от потоците вещество, изтичащо от Слънцето, независимо от това, че те вече са силно забавени от взаимодействието им с междузвездната среда. – бел.авт.

3. Всъщност терминът се появява през 50-те години на миналия век. Може би първият, който предсказва съществуването на слънчевия вятър, е норвежецът Кристиан Биркеланд (Kristian Birkeland) през 1916 г. През 30-те години станало ясно, че температурата на слънчевата корона достига милиони градуси. В средата на 50-те години британският учен Сидни Чапмън (Sydney Chapman) определя свойствата на газа при такива температури и се изяснило, че газът става великолепен проводник на топлина, която той трябва да разсее в пространството зад орбитата на Земята. По същото време немският учен Лудвиг Бирман (Ludwig Biermann) обяснява защо кометните опашки винаги са насочени противоположно на Слънцето, постулирайки, че Слънцето изпуска постоянен поток частици, създаващи налягане върху газа около кометата, което води до появата на съответно насочена опашка. Малко след това американецът Юджийн Паркър (Eugene Parker) осъзнава, че топлината, изтичаща от Слънцето в модела на Чапмън, и кометните опашки, отвявани навън от Слънцето в хипотезата на Бирман, са резултат от едно и също явление, което той нарича „слънчев вятър“. Той разработва теорията за свръхзвуковия слънчев вятър и предсказва това, което сега наричаме паркерова спирална картина на слънчевото магнитно поле (спирала на Паркер). За тази картина стана дума и по-напред в текста. Тя е известна и като „ефект на градинския маркуч“, защото подобна картина описва водната струя, ако местим маркуча нагоре-надолу, въртейки се едновременно с това около оста си. При Слънцето ролята на водна струя играе слънчевият вятър.– бел.ред.

4. Алфвеновата скорост се определя от магнитната индукция В и плътността на плазмата ρ. Скоростта на звука зависи от температурата Т. – бел.авт.

5. Такива разстояния още не с достигани от нито една космическа сонда. Най-отдалеченият космически апарат, построен от човек, е „Voyager 1“. В момента е на 126 AЕ от Земята. Той, заедно с „Voyager 2“, намиращ се на 103 AU от нас, сега пресича т.нар. хелиосферна мантия (heliosheath). Това е най-външният слой на хелиосферата, намиращ се зад граничната ударна вълна, където слънчевият вятър силно е намалил скоростта си заради налягането на междузвездния газ. Очаква се „скоро“ двете сонди да пресекат хелиопаузата и да се озоват в междузвездното пространство. – бел.ред.

6. Магнитосфера – кухина в корпускулярния поток от Слънцето, в която не могат да проникнат частиците от слънчевия вятър, защото им пречи магнитното поле на Земята. – бел.авт.

7. Това първо изригване е и най-мощното, наблюдавано досега. То носи името „Слънчевата свръхбуря от 1859 г.“ или „събитието на Карингтън“ (Carrington Event). Това избухване е било видимо с невъоръжено око и съпровождащата го геомагнитна буря, също най-силната в историята, поражда полярни сияния на юг чак до Карибите и Хавай, и прекъсва работата на тогавашните телеграфни системи в Европа и Америка. Ако такова „свръхизбухване“ се случи сега, последствията за нашата силно електронизирана цивилизация ще са много по-тежки, а намиращите се в този момент в орбита космонавти рискуват да загубят живота си. – бел.ред.

8. Хелиосеизмологията е част от по-широкото понятие „астросеизмология“. Това е нова област от астрофизиката, в която се изследват структурата, състава и динамиката на слънчевите (звездните) недра чрез анализ на осцилациите, наблюдавани на повърхността на Слънцето (звездата). Много от доплеровите отмествания на фотосферните спектрални линии или от колебанията на блясъка се дължат на колебания в недрата на Слънцето (звездата). Формата и периодът на тези колебания зависят от температурата, плътността, химсъстава и движенията на веществото вътре в Слънцето (звездата) и са чувствителни индикатори за вътрешния стоеж. Амплитудата на тези колебания е крайно малка: напр. съответните промени в радиуса и яркостта на Слънцето не превишават 0.001 %. При все това се регистрира широк спектър от колебания, които позволяват да надникнем във вътрешния строеж на Слънцето (звездите). – бел.ред.

9. В областта на образуване на слънчевия вятър до една условна граница, наричана „турбопауза“, преобладават хаотичните конвективни и вълнови движения на плазмата, а извън нея съществува сравнително подреден и регулярен плазмен поток, изтичащ навън от Слънцето. Тази област от слънчевата атмосфера (с не много ясни, доста променливи граници), ограничена отвън от турбопаузата, наричаме сфера на турбулентност или „турбосфера“ – бел. ред.

Литература

[1] Physics of the Inner Heliosphere. 1. Large Scale Phenomena. 2. Partices. Waves and Turbulence, Eds. R. Schewenn, E. Marsch, Berlin, 1990.

[2] Плазменная гелиогеофизика, том 1,2, под ред. Л. М. Зеленого и И. С. Веселовского, Москва, 2008.

[3] Модель космоса: Научно информационное издание, том 1: Физические условия в космическом пространстве, под ред. М.И.Панасюка и Л.С.Новикова, Москва, 2007.

[4] Шкловский И.С., Физика солнечной короны, Москва, 1962.

[5] Веселовский И.С., Жуков А.Н., Панасенко О.А., Астpономический вестник 2002, том 36, №1, 88-92.

[6] Zhukov A.N., Veselovsky I.S., Astrophysical Journal 2007, vol.664, №2, L131-L134.

Източник: Англ: Veselovsky I.S., Secrets of Solar Wind