Астрономічна картина дня від NASA. Перехід на сайт Astronomy Picture of the Day.

Останні новини

Калібрування маркерів шкали космічних відстаней

12 грудня 2018

Нове дослідження, виконане в рамках здійснення проекту «Наднова Карнеґі», дало змогу отримати найкращі калібрування для використання Наднових типу Ia для вимірювання космічних відстаней. Це важливо для розуміння того, як швидко розширюється Всесвіт і яку роль може відігравати в цьому процесі темна енергія. Результати наукової роботи, яку очолював астрономом Кріс Барнс (Chris Burns) з Інституту науки Карнеґі, оприлюднив The Astrophysical Journal.

Докладніше:

Космічний зонд OSIRIS-Rex прибув до астероїда Бенну

04 грудня 2018

Автоматична міжпланетна станція NASA OSIRIS-REx, перший посланець цього космічного агентства, який має доставити зразки ґрунту з астероїда на Землю, досягла 3 грудня 2018 р. своєї мети ― астероїда Бенну. Космічний зонд OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security-Regolith Explorer), який стартував із Землі у вересні 2016 р. і протягом 27 місяців подорожував Сонячною системою на шляху до Бенну, що обертається навколо Сонця між Землею та Марсом, тепер перебуває на відстані приблизно 20 кілометрів від астероїда.

Докладніше:

Пошук інформації на порталі

 

Ці загадкові звичайні спікули

 

М.І. Пішкало

кандидат фізико-математичних наук

Астрономічна обсерваторія Київського національного університету імені Тараса Шевченка

 

 

Атмосфера Сонця складається, як відомо, з фотосфери, хромосфери та корони. Фотосфера — досить тонкий шар більш-менш щільної і непрозорої плазми, звідси виходить переважна частина сонячного випромінювання. Над нею розміщується більш розріджена та прозора хромосфера. Ще вище міститься корона (вона простягається від дуже тонкого перехідного шару над хромосферою до земної орбіти і далі — в міжпланетний простір).

 

Хромосферу можна бачити неозброєним оком тільки під час повного сонячного затемнення одразу ж після другого контакту (коли фотосфера повністю закрита місячним диском) і безпосередньо перед третім контактом (коли ось-ось почнеться відкриття фотосфери). Хромосфера тоді має вигляд дуже тонкої червонувато-голубуватої смужки круг темного диска Сонця. Саме така кольорова палітра надихнула Ч. Юнга в 1870 р. дати хромосфері її сучасну назву («хромос» грецькою означає «колір»). Червоний колір хромосфери обумовлений випромінюванням водню в лінії Нα з довжиною хвилі 656,3 нм — першій та найсильнішій лінії бальмерівської серії водню, а голубуватий — випромінюванням в лінії Нβ з довжиною хвилі 486,1 нм. Крім ліній водню в емісійному спектрі хромосфери досить сильними є лінії гелію та іонізованого кальцію. Оскільки емісійні лінії ніби спалахують у момент настання повної фази затемнення, то спектр хромосфери й було названо спектром спалаху.

 

Товщина хромосфери становить від 10 до 15 тисяч км, температура хромосферної речовини дорівнює 10000—20000 К. Умовно хромосферу поділяють на нижню (до 1500—2000 км над рівнем фотосфери), середню (від 2000 до 4000 км) і верхню (понад 4000 км).

 

Спостереження хромосфери на лімбі з високим просторовим розділенням показують, що вона не є однорідною, а складається з багатьох швидкозмінних (переважно вертикальних) виступоподібних структур — волокнинок, які називаються спікулами (рис. 1). Цю назву було запропоновано В. Робертсом у 1945 р.

 

Tsi zahadkovi zvychaini spi

 

Рис. 1. Сонячна хромосфера в лінії Нα на лімбі з багатьма спікулами. Для порівняння показано земну кулю в тому ж масштабі (Сонячна обсерваторія Біг Бер, Каліфорнія, США)

 

Тривалий час хромосферу можна було вивчати лише під час повних сонячних затемнень або з використанням спектроскопів і спектрогеліографів. Деякі спостерігачі останньої третини XIX століття та першої третини XX проводили візуальні спостереження цілими днями для зарисовування та опису спостережених ними на Сонці явищ. Саме за результатами таких спостережень і зарисовок спікули були вперше описані італійським священиком і астрономом П. Секкі наприкінці 1870-х років, який називав їх «волокнинками», «волосками», а саму хромосферу порівнював із палаючою прерією. Після винаходу французьким астрономом Б. Ліо позазатемненного коронографа (1930 р.) і монохроматичного інтерференційно-поляризаційного фільтра (1933 р.) спостереження сонячної хромосфери стали регулярнішими й надійнішими. На сьогодні найбільшим коронографом системи Ліо є великий 53-см позазатемненний коронограф, спроектований і виготовлений на початку 1960-х років під керівництвом Г. М. Нікольського в ІЗМІРАН (м. Троїцьк Московської обл.) та Пулковській обсерваторії. Коронограф конструкції Нікольського дає на вхідній щілині спектрографа зображення сонячного диска діаметром 125 мм, а стаціонарний високодисперсійний дифракційний спектрограф дозволяєотримувати спектри з дисперсією приблизно 1 Å/мм у другому порядку спектра. Всього було виготовлено та встановлено 11 таких коронографів: дев’ять у різних точках колишнього Радянського Союзу та по одному в Угорщині та Польщі. В Україні такий коронограф є в Кримській астрофізичній обсерваторії.

 

З розвитком спостережної техніки та збільшенням просторової, часової та спектральної роздільної здатності спостережень змінювалися й уявлення про будову хромосфери: однорідна — з існуванням неоднорідностей — повне переважання волокнистих деталей. Зараз вважається загальновизнаним, що спікули є основними структурними деталями середньої та верхньої хромосфери Сонця.

 

Переважна більшість сучасних даних про спікули була отримана при вивченні фотографічних монохроматичних і спектральних спостережень. Упродовж останнього десятиріччя все активніше використовуються нові приймачі випромінювання — так звані прилади зарядового зв’язку, або ПЗЗ-матриці. Проте варто зауважити, що отримані з ПЗЗ-системами дані в основному повторюють і підтверджують результати, які одержані раніше шляхом опрацювання фотографічних спостережень.

 

 

Які ж вони — сонячні хромосферні спікули?

 

Спостереження на лімбі Сонця показують, що звичайна спікула з’являється над лімбом як яскравий випромінюючий виступ-згусток в нижній хромосфері, який потім швидко росте вгору і стає яскравішим, досягаючи максимальної висоти та яскравості через 1—2 хв після свого виникнення. Потім спікула поступово тьмянішає і немов би розсіюється без помітного опускання чи опускається з тією ж швидкістю, з якою піднімалася. Нижче висоти 1000—1500 км простежити спікули не вдається через сильне екранування внаслідок перенакладання багатьох спікул на промінь зору. Поперечні розміри спікул в середньому дорівнюють приблизно 1 (1 кутова секунда відповідає на Сонці приблизно 725 км) і майже не змінюються з часом; висота — 10—15. Принагідне зауважимо, що земна атмосфера рідко дозволяє отримати просторове розділення краще за 1. Тому реальні поперечні розміри більшості спікул можуть бути й меншими від цієї величини. Як показала С. Ліппінкот, середня видима висота спікул на полюсах становить приблизно 9500 км і є на 20—25 % більшою, ніж поблизу екватора, де вона дорівнює 7300 км. Спікули не завжди є вертикальними, а часто бувають нахиленими до локальної нормалі на Сонці; в середньому цей нахил 25—30°. Спікули мають тенденцію повторювати орієнтацію розміщених над ними корональних променів. Очевидно, орієнтація спікул визначається, головним чином, топологією магнітного поля в сонячній атмосфері, що вказує на деякий генетичний зв’язок між корональними та хромосферними утвореннями.

 

При спостереженнях з вузькополосними монохроматичними фільтрами поблизу лімба на диску Сонця було встановлено, що спікули розміщуються, як правило, по границях хромосферної сітки, тобто в місцях стику супергранул, де, як вважається, відбувається концентрація магнітного потоку і концентруються магнітні силові трубки (рис. 2).

 

Tsi zahadkovi 1

 

Рис. 2. Сонячна хромосфера поблизу края диска, сфотографована в лінії Нα — 0,6 А (ширина смуги пропускання фільтра — 0,25 А). Видно «кущі» спікул, які розміщуються по границях супергрануляційної сітки. Прямокутником виділено одну з типових макроспікул (з дозволу Г. Зіріна та Р. Камерона; Сонячна обсерваторія Біг Бер, Каліфорнія, США).

 

Спікули є типовим, звичайним явищем сонячної хромосфери; оцінки показують, що одночасно на Сонці може існувати приблизно 100 000 спікул різного розміру.

 

Динамічні властивості спікул вивчають як шляхом дослідження послідовностей фільтрограм, так і досліджуючи променеві швидкості та емісійні профілі спікул на спектрограмах. Спостереження з фільтрами дозволяють визначити швидкість змінювання висоти чи поперечних розмірів спікул. Але ці швидкості не обов’язково є реальними швидкостями руху речовини; вони можуть відображати як реальний рух речовини вздовж спікули, так і просто швидкість поширення випромінювання вздовж спікули.

 

Дослідження послідовностей фільтрограм, отриманих в сильних хромосферних лініях на лімбі, показують, що видимі вертикальні висхідні й низхідні швидкості спікул є переважно сталими та дорівнюють в середньому 25—30 км/с. Як правило, найшвидші спікули піднімаються вище, тобто існує додатна кореляція між висхідною швидкістю та видимою висотою спікул. Вказана сталість висхідної швидкості спікул всупереч дуже сильному гравітаційному сповільненню є однією з найдиво-вижніших і найзагадковіших властивостей спікул. Час існування спікули від появи згустка-викида в нижній хромосфері до її повного зникнення з поля зору в середньому 10—12 хв.

 

На відміну від спостережень з фільтрами, які дають деяку швидкість в картинній площині, спектральні відображають реальний рух випромінюючої речовини вздовж променя зору. Вони доповнюють дані, одержані з фільтрами. Щілина спектрографа «вирізує» в спікулі деякий шар по висоті та дає його зображення на спектрограмі. Досліджуючи послідовність спектрограм у часі, можна вивчити рух «вирізаної» ділянки спікули вздовж променя зору (променеві рухи та швидкості) і рух її вздовж сонячного лімба (тангенційні рухи та швидкості). Променеві швидкості спікул становлять в середньому 5—10 км/с, вони змінюються з часом, інколи ці зміни є квазіперіодичними з періодом 1—3 хв і супроводжуються зміною знака променевої швидкості. Іноді спектральні деталі спікул на спектрах мають нахил відносно напрямку дисперсії, що свідчить про можливу наявність обертальних рухів у цих спікулах. Якщо вважати, що променеві швидкості відображають рухи речовини вздовж променя зору у нахиленій до картинної площини спікулі, то середні значення вертикальних швидкостей на лімбі, променевих швидкостей і нахилу до нормалі досить непогано узгоджуються між собою.

 

Вимірювання часової затримки зміни спектральних параметрів спікул при спостереженнях на різних висотах у хромосфері показує, що ці зміни відбуваються майже одночасно; дуже мала часова затримка свідчить про те, що швидкість збурюючого агента, який викликає вказані зміни спектральних параметрів, становить 300—500 км/с. Найбільш вірогідно, що таким збурюючим агентом є магнітогідродинамічні хвилі в оточуючій спікулу плазмі.

 

Одночасні спектральні спостереження спікул в різних хромосферних лініях водню, гелію та іонізованого кальцію вказують на те, що «водневі», «гелієві» та «кальцієві» спікули — це одні й ті ж утворення, але просторово (в межах спікули) області світіння різних елементів можуть не збігатися. Інколи спікули, які можна бачити в лініях водню, не спостерігаються в лініях гелію, і навпаки.

 

Тангенційні рухи більшості спікул не перевищують 2—3; ці зміщення можуть бути квазіперіодичними або направленими. В той же час приблизно 20—25 % спікул не мають помітних тангенційних зміщень. Тангенційні швидкості за величиною близькі до променевих; в середньому вони становлять також 5—10 км/с. Автором було встановлено, що на висоті 4200 км над лімбом променева швидкість спікул при спостереженні в лінії Нα в середньому становить 11,7 км/с, а тангенційна — 9,2 км/с. Часто зміни променевої і тангенційної швидкостей відбуваються синхронно, що свідчить про те, що рухи «вирізаної» ділянки спікули вздовж сонячної поверхні також «відображаються» в зміні променевих швидкостей. Взагалі, всю сукупність спостережних даних по динаміці спектральних характеристик спікул за лімбом можна пояснити лише припущенням, що променеві швидкості відображають як рух речовини вздовж нахиленої до картинної площини спікули, так і рух самої спікули (принаймні, її верхньої частини) паралельно до сонячної поверхні.

 

У полярних областях Сонця спостерігаються подібні до спікул утворення, розміри яких у 2—3 рази більші від розмірів спікул, а видимі висхідні швидкості дорівнюють в середньому 40—50 км/с. Ці утворення називаються макроспікулами. Деякі вчені вважають їх окремим класом сонячних утворень, інші — просто дуже великими спікулами.

 

Природно припустити, що сонячним спікулам, які спостерігаються за лімбом, повинні відповідати й певні утворення при спостереженні в хромосферних лініях на диску Сонця. Серед таких сонячних деталей найвірогіднішими кандидатами на ототожнення зі спікулами є світлі й темні дрібні вузлики, їхні розміри, орієнтація, кількість і фізичні властивості є досить близькими до відповідних характеристик спікул. Більшість спеціалістів, які вивчають Сонце, погоджуються з тією точкою зору, що спікули при спостереженні на лімбі та дрібні вузлики при спостереженні на диску є проявом одного й того ж явища. Проте очевидній, здавалося б, картині руху речовини вздовж спікул і тотожності спікул та дрібних вузликів суперечать вимірювання променевих швидкостей вузликів поблизу центра диска. При тотожності цих утворень променеві швидкості вузликів на диску повинні бути близькими до видимих вертикальних швидкостей спікул на лімбі. Але це не так. Променеві швидкості вузликів при спостереженні поблизу центра диска дорівнюють в середньому ±4 км/с і рідко перевищують ±20 км/с. Це може свідчити або про неправильне ототожнення цих утворень, або про те, що видимі вертикальні швидкості спікул неадекватно відображають рух речовини вздовж спікули.

 

Природа хромосферних спікул досі залишається загадковою. Спостереження за формою та орієнтацією спікул, їхній зв’язок із структурою корони вже давно дають підстави вважати, що спікули тісно пов’язані з проявами сонячного магнетизму і що вони самі є ніби матеріалізованими магнітними силовими трубками в сонячній атмосфері. Найімовірніше, причиною їх виникнення є взаємодія плазми з магнітними полями високої напруженості на границях супергранул. Запропоновано багато механізмів та моделей утворення спікул, але жодна з них не пояснює всієї сукупності спостережних даних.

 

Підсумовуючи, можна сказати, що сьогодні в основному відомі морфологічні та динамічні властивості спікул і фізичні умови в них. Проте, незважаючи на чисельні дослідження спікул протягом кількох останніх десятиріч, ми ще далекі від повного розуміння суті фізичних процесів, які відбуваються в спікулах, немає задовільної теорії виникнення їх. Багато фактів і міркувань свідчать про те, що спікули можуть відігравати дуже важливу (можливо, основну) роль у балансі речовини в сонячній атмосфері і, зокрема, в утворенні та підтримці сонячної корони та сонячного вітру.

 

Певні надії у вивченні природи тонкої структури сонячної атмосфери, і зокрема спікул, вчені покладали на спостереження Сонця з борту космічних апаратів. Проте поки що такі дослідження, включаючи й працюючу зараз сонячну орбітальну обсерваторію «SОНО», не дали принципово нових результатів і не призвели до істотного прогресу в розумінні природи спікул. Сподіватимемося, що пізніше, коли на орбіту будуть виведені великі оптичні сонячні телескопи і звичним стане отримання сонячного зображення з просторовим розділенням 50—100 км, вчені зможуть уточнити спостережені характеристики хромосферних спікул і розгадати одну з найбільших загадок сонячної атмосфери — як і чому вони виникають.

 

Джерело: Астрономічний календар 2001, с. 199—203

Астроблоги

  • МИ і ВСЕСВІТ

    Блог про наш Всесвіт, про дослідження його об’єктів астрономічною наукою. Читати блог

afisha 1