§ 6. НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ПРОЦЕССЫ НА СОЛНЦЕ

ОБНАРУЖЕНИЕ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА СОЛНЦЕ

Огромную роль в жизни Солнца играют магнитные поля. Раньше других они были обнаружены в солнечных пятнах, где их напряженность особенно велика.

Магнитные поля на Солнце исследуются на основе явления Зеемана, наблюдаемого, когда источник света находится в магнитном поле. Теория и лабораторные опыты показывают , что в магнитном поле многие спектральные линии испытывают заметное расщепление. В простейшем случае (нормальный эффект Зеемана), при направлении света вдоль магнитных силовых линий, спектральная линия с частотой v распадается на две компоненты (дублет) с частотами и соответственно, поляризованными по кругу в противоположных направлениях (продольный эффект Зеемана). В зависимости от , какая из компонент, или , и в каком направлении (влево или вправо) поляризована, определяется знак магнитного поля. При распространении света перпендикулярно к магнитным силовым линиям спектральная линия расщепляется на три компоненты (триплет): с частотой v и две с частотами (поперечный эффект Зеемана). Компоненты и линейно поляризованы во взаимно перпендикулярных направлениях.

Расширение и даже расщепление некоторых линий в спектрах пятен наблюдалось еще на заре астроспектроскопии , но лишь в 1908 г. Хэйл применил к расщепленным компонентам поляризационный анализ и убедился в их поляризации, что бесспорно доказывало наличие эффекта, открытого Зееманом еще в 1896 г. Что касается величины расщепления, то она прямо пропорциональна напряженности магнитного поля Я и в длинах волн выражается формулой

Здесь Н выражена в эрстедах (Э), — в см, , а через g обозначена разность произведений факторов Ланде на проекции магнитных квантовых чисел для верхнего и нижнего уровней перехода, т. е.

Величина g заметно различается у разных линий.

Таким образом, наибольшее зеемановское расщепление дают линии с большим значением фактора g и, конечно, в длинноволновой части спектра. При солнечных наблюдениях отдают предпочтение линиям железа: зеленой и красной . Они не очень широки и дают расщепление соответственно. Так как наибольшие наблюдаемые на Солнце расщепления спектральных линий не превышают 0,1 А, то для их уверенного измерения и поляризационного исследования применяют дифракционные решетки с очень большой дисперсией и используют спектры высоких порядков (четвертый, пятый).

Для поляризационных исследований служит накладываемая на щель спектроскопа почти микроскопическая мозаика из поляроидов, попеременно гасящих линейно поляризованный свет во взаимно перпендикулярных направлениях. Для поперечного эффекта Зеемана этого оказывается достаточным. При продольном эффекте круговую поляризацию компонент сначала превращают в линейную при помощи пластинки в «четверть длины волны».

Спектральная линия после такого приспособления приобретает зигзагообразный характер в зависимости от того, на какой элемент мозаики падает свет исследуемого солнечного пятна (рис. 33).

Рис. 33. Эффект Зеемана в спектрах солнечных пятен. Показан вид спектральной линии в следующих четырех вариантах: а), б) на щели два пятка, находящихся вблизи центра солнечного диска; в), г) на щели одно пятно близ солнечного края. Перед самой щелью поставлены: а) сложная мозаика поляроидов с чередующимися направлениями поляризации и пластинки в ; б) одна пластинка в и один поляроид; гашение сначала одной, а потом другой компоненты говорит о разной полярности пятен; в) сложная пластинка в и поляроид, гасящий попеременно то несмещенную компоненту, то смещенные; г) простая пластинка в поляроид, погасивший несмещенную компоненту. В обоих случаях — [(в), (б)] и [(в), (г)] — наблюдается триплет, но это происходит от того, что ни в том, ни в другом случае нет чистой картины: пятна лежат не точно в центре или на краю диска и поляризация — эллиптическая

Описанный способ изучения эффекта Зеемана на Солнце позволяет обнаружить магнитное поле напряженностью в несколько сотен эрстед, с ошибкой около 100 Э. Применение фотоэлементов позволило значительно повысить чувствительность метода и регистрировать поля напряженностью в 1—2 Э, которые встречаются в любой точке солнечного диска. Идея этого метода (предложенного Бэбкоками) состоит в следующем. Пусть спектральная линия расщеплена на две компоненты, поляризованные по кругу в противоположном направлении, как это бывает в продольном эффекте Зеемана. Величина расщепления столь невелика, что даже расширение незаметно. Однако линия состоит из двух по-разному поляризованных компонент, и если каждую из них попеременно гасить, то положение линии будет слегка колебаться в спектре. Такие колебания можно уловить только после тщательных измерений спектрограммы, что и делают в описанном выше методе, не отличающемся высокой чувствительностью. Между тем есть способ отметить упомянутое колебание непосредственно. Для этого вдоль коротко- и длинноволнового крыльев спектральной линии, где крутизна профиля наибольшая, ставятся (симметрично по отношению к несмещенному центру линии) две щели, позади которых имеются фотоумножители (рис.34). В то время, когда перед щелью, где стоит пластинка в , вращается поляроид, в фотоумножителях создается разностный переменный ток, соответствующий переменному воздействию то одной, то другой компоненты; этот ток подается на записывающий аппарат.

Технически удобнее использовать плоскопараллельную пластинку гидрофосфата аммония, прилагая к ней переменный электрический потенциал (до 5 кВ). Пластинку делают двоякопреломляющей, так что при данной ее толщине она создает разность хода ± и поэтому будет попеременно гасить то правую, то левую компоненту линии. Общий же сдвиг обеих компонент (вследствие эффекта Доплера или иных местных причин) устраняют поворотом плоскопараллельной стеклянной пластинки, смещающей линию на «свое» место (принцип действия пластинки см. КПА 486). Поворот пластинки осуществляется автоматически действием фототоков фотоумножителей.

Четверть века назад, когда этот метод был разработан на обсерватории Маунт Вилсон, анализировали изображение диска Солнца, имеющее диаметр 400 мм, путем многократного продвижения его перед щелью высотой 15 мм, смещая каждый раз изображение Солнца вдоль щели, так что полное сканирование солнечного диска распадалось на 20—25 полосок, так сказать, магнитных разрезов его (рис. 35). Среднее квадратичное значение уровня шумов не превышало при этом 0,1 Э.

Рис. 34. Фотоэлектрический способ наблюдения продольного эффекта Зеемана на Солнце (по Бэбкокам). Изображен профиль спектральной линии, на котором условно показаны две щели, выделяющие левое и правое крылья линии

На Крымской астрофизической обсерватории результаты записи (с невысокой щелью, т. е. с лучшей разрешающей способностью) отдельных участков Солнца представляют в виде изогауссу т. е. линий одинаковой магнитной индукции. Как видно из рис. 36, картина получается весьма сложной.

Техника записи магнитных полей на Солнце все время совершенствуется. Улучшается разрешение записи, так что размеры сканируемого участка доводятся до . Для этого требуется очень крупный масштаб солнечного изображения на щели (такими возможностями обладают солнечные телескопы Крымской астрофизической обсерватории — см. КПА ПО, — обсерватории Китт-Пик и др.) при большой светосиле оптики. Необходима и рафинированная техника записи. В частности, сейчас употребительна такая форма магнитограмм, когда каждая маленькая площадка солнечной поверхности представлена точкой, яркость или чернота которой пропорциональна напряженности поля, а знак поля выражается тем, что точка ярче или темнее фона.

Рис. 35. Магнитограмма Солнца (Маунт Внлсон)

Ряс. 36. Линии равной магнитной напряженности (продольной составляющей) на участке солнечного диска . Проведены через каждые 2,5 Э. Косо заштрихованные области соответствуют северной полярности. Прямой штриховкой показано перенесенное со спектрогелиограммы волокно (Крымская астрофизическая обсерватория)

Рис. 37. Магнитограмма области Солнца, полученная на обсерватории Китт-Пик. Вверху дана обычная фотография, а внизу Магнитограмма ее, на которой области темнее серого фона или ярче его соответствуют магнитным полям разного знака. Легко выделяются биполярные группы пятеи. (Заимствовано из журнала Publications of Astronomical Society of Pacific, Oct. 1973, v. 83)

По этому принципу построена картина магнитных полей на рис. 37 внизу.