Солнце – источник жизни и причина катастроф

Солнце относится к спокойным звездам, достаточно медленно расходующим свое термоядерное топливо. Амплитуда пульсаций его поверхности невелика, средняя температура на текущем этапе эволюции почти не растет. Все это создает вполне надежные предпосылки для возникновения и развития жизни на Земле. Однако, тем не менее, активность нашего светила подвержена циклическим изменениям, способным в значительной степени влиять на условия, царящие на земной поверхности, что необходимо учитывать при анализе перспектив человеческой цивилизации.

Часть I. Звезда по имени Солнце

Солнце — ближайшая к нам звезда. Небольшое по космическим меркам расстояние до Земли, в среднем равное одной астрономической единице (149,6 млн км), солнечный свет проходит всего за 8 минут (точнее, за 499 секунд). Экваториальный радиус светила R☼ ≈ 696 тыс. км, или 109 земных радиусов. Масса Солнца равна 1,989•1030 тонн, что составляет 333 тыс. масс Земли. Период вращения его экваториальных областей вокруг оси относительно звезд — 25,4 земных суток. Солнце находится на расстоянии около 26 тыс. световых лет от центра Млечного Пути и делает один оборот вокруг него за 225-250 млн лет.

Излучение Солнца — источник жизни на Земле. Его мощность характеризуется солнечной постоянной — количеством энергии, падающей на площадку размером 1 м², перпендикулярную к направлению на светило. На расстоянии в одну астрономическую единицу эта постоянная равна приблизительно 1370 Вт. Проходя сквозь атмосферу, почти четверть солнечного излучения поглощается и рассеивается, и до земной поверхности доходит лишь около 1000 Вт/м².

По спектральной классификации Солнце относится к звездам типа G2V — так называемым желтым карликам. По большинству параметров это вполне рядовое светило. Для сравнения: одна из крупнейших звезд — красный сверхгигант Бетельгейзе (α Ориона) — тяжелее Солнца в 17 раз и почти в тысячу раз больше по диаметру. Если поместить его в центр Солнечной системы, то он достигнет орбиты Юпитера.

Звезды меньше Солнца также существуют. В первую очередь это красные карлики, составляющие основную часть «населения» Вселенной, наблюдаемого в оптическом диапазоне. Ни один из них на нашем небе нельзя увидеть невооруженным глазом.

То же касается и белых карликов, теоретически предсказанных еще в 30-е годы XIX века и вскоре наблюдавшихся непосредственно. По массе они сравнимы с Солнцем, но их радиусы в сотни раз меньше, а поверхность — в десятки раз горячее. К особой категории относятся открытые в 1995 г. коричневые карлики, занимающие промежуточное положение между планетами и звездами. Их массы заключены в пределах 0,013-0,07 солнечных, то есть от 13 до 80 масс Юпитера. Температура поверхности этих объектов, наоборот, очень низкая (недавно был обнаружен коричневый карлик, в атмосфере которого, судя по всему, присутствуют облака из мелких льдинок или водяных капель).

Внутреннее строение Солнца

За последнее столетие благодаря активному использованию спектральных методов ученым удалось немало узнать о строении ближайшей звезды. С середины XX века ее исследования ведутся с помощью радиотелескопов, а также средствами инфракрасной, ультрафиолетовой, рентгеновской и гамма-астрономии. Около 30 лет назад к ним подключились компьютерное моделирование и наблюдения на специализированных нейтринных обсерваториях. Сейчас уже можно с достаточной уверенностью говорить о том, что мы хорошо знаем структуру нашего светила и механизмы генерации им энергии.

Солнце можно разделить на несколько областей, вещество в которых отличается по своим свойствам, а энергия распространяется посредством разных механизмов. Центральная часть — ядро — простирается от центра нашей звезды на 20-25% ее радиуса. Плотность вещества в нем составляет около 150 г/см³, что в 150 раз больше плотности воды и почти в 8 раз выше плотности золота. Примерно на 35% (по массе) оно состоит из водорода, основным же компонентом ядра является гелий — его там 63%. На остальные химические элементы приходится около 2%. Благодаря высокой температуре (более 15 млн кельвинов) и давлению в ядре происходит протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырех атомов водорода образуется один атом гелия-4. При этом каждую секунду в излучение и поток нейтрино превращаются около 4 млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с общей массой Солнца. Отметим, что Земля «перехватывает» всего лишь одну двухмиллиардную часть производимой им энергии.

Ядро окружает зона лучистой энергии, занимающая около 40% солнечного радиуса. Перенос энергии здесь осуществляется благодаря диффузии гамма-квантов. Суть этого явления состоит в том, что кванты, переизлучаясь после поглощения атомами, хаотически меняют направление движения. В результате для того, чтобы добраться от ядра до поверхности Солнца, им требуется от сотен тысяч до миллионов лет. «По дороге» в процессе переизлучения они «дробятся» на менее энергичные: сначала рентгеновские, потом ультрафиолетовые и, наконец, кванты видимого света.

Ближе к поверхности, примерно на расстоянии 0,7 R☼, непрозрачность солнечного вещества сильно возрастает. Механизм передачи энергии излучением перестает работать, и включается другой механизм с участием конвективных потоков плазмы — вещество «закипает». Слой, в котором это происходит, называется конвективной зоной. Она простирается фактически до внешних слоев Солнца, где перенос основного потока энергии снова становится лучистым.

Между конвективной и радиационной зонами располагается очень тонкая область, известная как тахоклин. Предполагается, что в ней посредством механизма магнитного динамо генерируются магнитные поля.

Внешние слои Солнца

Эти слои известны в литературе как солнечная атмосфера. В отличие от ядра, в ней преобладает водород (~70% по массе), а не гелий, которого там примерно 28%. Концентрация других химических элементов — таких, как углерод, азот, кислород, неон, магний, кремний, сера, кальций, железо и остальные элементы таблицы Менделеева (вплоть до урана) — не превышает 2%.

Самая нижняя часть атмосферы — фотосфера — представляет собой слой толщиной всего около 500 км. По мере продвижения вверх ее температура падает от 10 тыс. до 4500 K, а плотность уменьшается от одной тысячной до одной десятитысячной плотности земного воздуха. Отсюда исходит основная часть излучения Солнца в оптическом диапазоне, благодаря чему она воспринимается как его видимая поверхность, наиболее интересными образованиями которой являются грануляция и пятна.

Грануляция, наблюдаемая в верхней части конвективной зоны, внешне выглядит как покрывающая весь диск Солнца зернистая структура, состоящая из ярких гранул — их размеры в основном лежат в диапазоне 500-1000 км — и темных межгранульных промежутков. Отдельные гранулы возникают, разрастаются и распадаются за 5-10 минут. Как правило, потоки вещества в них поднимаются вверх (а в промежутках — опускаются вниз) со скоростью порядка 1-2 км/с.

Пятна на Солнце — темные области с сильным магнитным полем, напряженность которого превышает 1000 гаусс. Самое мощное поле — в тени (в центре пятна). Силовые линии здесь расположены вертикально. В более светлой части пятна (в полутени) магнитное поле имеет меньшую величину, и его линии направлены под острым углом к поверхности. Обычно наблюдаются несколько групп пятен. Поле одной из них, как правило, имеет положительную полярность, а поле другой — отрицательную. Размер пятен сравним с диаметром Земли. Они имеют более низкую температуру (T≈3700 K), чем окружающая их фотосфера (T≈5770 K), за счет чего и кажутся темнее. Время их жизни составляет от нескольких дней до нескольких недель. На уровне фотосферы происходит движение газов от центра пятна со скоростью до 2 км/с, в то время как в более высоких слоях наблюдается обратный эффект: вещество со скоростью около 5 км/с движется к центру (т.н. эффект Эвершеда).

Недавние исследования показывают, что, помимо магнитных полей пятен, в солнечной фотосфере повсюду присутствуют еще и мелкомасштабные поля со средней напряженностью порядка 100 Гс. Размеры их отдельных магнитных элементов существенно меньше разрешающей способности современных телескопов.

Хромосфера — следующий слой в разреженной газовой оболочке Солнца, расположенный над фотосферой и простирающийся до т.н. переходного слоя «хромосфера-корона». В моделях солнечной атмосферы ее толщина составляет около 2000 км, а температура поднимается с высотой от 4500 до 20 тыс. кельвинов. На самом деле вещество хромосферы проникает выше этого уровня, порождая хромосферные явления на высотах до 10 тыс. км и даже больше. Четко выраженной верхней границы этот слой не имеет — из него постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами (столбики светящейся плазмы высотой от 5 до 10 тыс. км). Продолжительность их жизни составляет 5-10 минут. Количество спикул, существующих одновременно, достигает миллиона.

Плотность хромосферы меньше, чем фотосферы, поэтому ее яркость недостаточна для наблюдений невооруженным глазом в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится заметной, светясь характерным малиновым цветом, связанным с тем, что в ее видимом спектре доминируют линии излучения водорода (в первую очередь красная линия Hα).

К короне относятся самые верхние слои солнечной атмосферы. Ее размер принимается примерно равным одному солнечному радиусу. В среднем температура короны составляет 1-2 млн кельвинов, но в отдельных областях она может достигать 8-20 млн кельвинов. Механизмы нагрева короны, как и хромосферы, еще до конца не изучены. Столь интенсивный нагрев может быть вызван как ударными волнами, так и эффектами пересоединения магнитных силовых линий, а также сложными диффузионными процессами переноса электронов и ионов.

Общий вид короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды ее максимумов она имеет округлую форму, а в минимумах — вытянута вдоль экватора Солнца. Как и хромосфера, из-за низкой плотности она видна невооруженным глазом только во время полных солнечных затмений. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра. Из-за непрозрачности земной атмосферы в этих диапазонах соответствующие наблюдения возможны лишь с помощью космических аппаратов.

В солнечной короне и хромосфере наблюдается множество разнообразных структур и явлений, в той или иной мере связанных с магнитными полями: хромосферная сетка магнитных элементов, спикулы, факелы, фибриллы, протуберанцы, активные области, вспышки, корональные петли и дыры, корональные выбросы массы и солнечный ветер.

Хромосферная сетка магнитных элементов представляет собой ячейки супергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике, покрывающие всю поверхность Солнца. При наблюдениях в спектральных линиях водорода, ионизованного кальция и других элементов, а также в дальней ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра факелы (другое название — флоккулы) выглядят как светлые облакоподобные образования. Чаще всего они появляются в регионах с сильными магнитными полями, в первую очередь вблизи солнечных пятен. Фибриллы — темные волокна различной ширины и протяженности, также часто встречающиеся в активных областях. Спикулы покрывают около тысячной части площади диска Солнца; из них состоит практически вся хромосферная сетка.

Протуберанцы — плотные конденсации относительно холодного (по сравнению с солнечной короной) вещества, удерживаемые над поверхностью Солнца магнитным полем. Они бывают двух типов. Первые, т.н. «спокойные», связаны с пятнами. Время их жизни достигает 15 месяцев, температура лежит в интервале 3000-8000 K, протяженность — от 60 до 600 тыс. км, высота — от 15 до 100 тыс. км. Второй тип — «активные» протуберанцы — связаны со вспышками. Их время жизни существенно меньше (минуты-часы), температура ~7000 K, высота 700 тыс. км. При этом скорость движения вещества в них может достигать 600 км/с.

Активные области на Солнце — это совокупность меняющихся со временем структурных образований, связанных с усилением в них магнитного поля от десятков до нескольких тысяч гаусс. В видимом свете наиболее заметными их признаками являются отдельные пятна или их группы. Обычно они окружены яркими факелами и корональными петлями солнечной плазмы. Последние ассоциируются с замкнутыми силовыми линиями магнитного поля, связывающими области с различной полярностью. Протяженность активных областей достигает нескольких сотен тысяч километров, а время жизни — от нескольких дней до нескольких месяцев. Их можно наблюдать практически во всех диапазонах электромагнитного спектра — от рентгеновских, ультрафиолетовых и видимых лучей до инфракрасного излучения и радиоволн. На краю солнечного диска, когда активная область видна сбоку, над ней часто появляются протуберанцы.

Время от времени в активной области происходят внезапные взрывы плазмы — солнечные вспышки. Это явление охватывает все слои солнечной атмосферы — от фотосферы до короны. Ключом к пониманию и предсказанию вспышек стала структура магнитного поля вокруг пятен. Согласно современным представлениям, к появлению в этих областях токовых слоев и взрывному высвобождению энергии приводит закручивание силовых линий и их пересоединение. Это происходит вдоль нейтральной линии, разделяющей поля противоположной полярности. Энергия выделяется в первую очередь в виде электромагнитного излучения (в диапазоне от радиоволн до жесткого ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения), а также высокоэнергетических протонов, электронов и ионов. В околосолнечное пространство вылетает облако плазмы массой до 10 млрд тонн. Количество выделившейся энергии эквивалентно взрыву десятков и даже сотен миллионов водородных бомб, что сравнимо с объемом мирового потребления электроэнергии на
Земле за миллионы лет.

Вспышки, как правило, сопровождаются корональными выбросами массы (Coronal Mass Ejection — СМЕ), имеющими вид огромных пузырей газа. Иногда они наблюдаются и без вспышек — вблизи протуберанцев и активных областей. Отдельный выброс, длящийся несколько часов, выглядит как оторвавшаяся от Солнца замкнутая петля магнитного поля, несущая в себе сгусток коронального вещества. Это вещество состоит в основном из электронов, протонов и небольшого количества ионизированных атомов более тяжелых элементов — гелия, кислорода и других. В отличие от вспышек, во время которых магнитная энергия, накопленная в активных областях, высвобождается в основном в виде электромагнитного излучения, при корональных выбросах эта энергия расходуется на ускорение огромных масс вещества: в каждом таком выбросе может содержаться до 10 млрд тонн материи, уносящейся в космос со средней скоростью 400 км/с. В эпохи солнечных минимумов происходит в среднем один CME в неделю, а в периоды максимумов их частота может возрасти до 2-3 в день.

Еще одно интересное проявление солнечной активности — существующие месяцами темные корональные дыры. Они были обнаружены в ходе исследований Солнца с помощью космических аппаратов в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазоне. Корональные дыры расположены обычно вблизи солнечных полюсов, но в максимумах могут наблюдаться на всех широтах. Как правило, линии магнитного поля в экваториальной области светила замкнуты, тем самым предотвращая свободное истечение плазмы в межпланетное пространство. Однако возможна ситуация, когда в результате различных взаимодействий между разными пучками силовых линий происходит их размыкание, плазма перестает удерживаться и устремляется прочь от Солнца. Образуется так называемая корональная дыра, в которой плотность вещества падает примерно в сотню раз, а температура понижается до 600 тыс. кельвинов. «Освободившаяся» плазма становится частью высокоскоростного солнечного ветра. Последний представляет собой постоянное истечение из короны со скоростью от 300 до 1200 км/с заряженных частиц (в основном протонов) и «вмороженных» в их потоки магнитных полей. Из-за вращения Солнца эти магнитные поля закручиваются в спираль.

Эволюция Солнца

Наше светило является звездой с высоким содержанием металлов, образовавшейся из остатков нескольких взрывов сверхновых. Согласно принятым в настоящее время моделям звездной эволюции, его возраст равен приблизительно 4,57 млрд лет. Сейчас Солнце находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела примерно в середине своего жизненного цикла. Наша звезда — саморегулирующийся термоядерный реактор, обеспечивающий длительное и стабильное производство энергии. Важнейшая реакция — превращение водорода в гелий — длится наиболее долго (миллиарды лет). По мере исчерпания запасов водорода Солнце становится все горячее, а его светимость — все выше. Примерно через миллиард лет она возрастет на 10%, и поверхность Земли вследствие парникового эффекта станет слишком горячей для ныне существующих форм жизни. Впрочем, некоторые живые организмы смогут сохраниться в океанах и в полярных областях.

Когда возраст светила достигнет 10,9 млрд лет, водород в его ядре закончится («горение» водорода будет продолжаться в тонком внешнем слое ядра). К этому времени радиус Солнца более чем в полтора раза превысит современный, а его светимость увеличится примерно вдвое. В течение следующих 700 млн лет оно будет относительно быстро расширяться, сохраняя почти постоянную светимость. При этом температура внешних солнечных слоев упадет до 4900 K, а ядро продолжит нагреваться. В конце этой фазы, в возрасте 11,6 млрд лет, Солнце станет субгигантом. Еще через 600 млн лет его ядро разогреется настолько, что начнется процесс горения водорода за его пределами, а это повлечет за собой расширение внешних оболочек более чем в 250 раз по сравнению с современным радиусом — наше светило покинет главную последовательность и станет красным гигантом.

Расширение Солнца приведет к увеличению светимости более чем в 2 тыс. раз и охлаждению поверхности примерно до 2600 K. Как следствие, его внешние слои достигнут современной орбиты Земли. При этом для последней возможны два сценария дальнейшего существования. В первом из них наша планета перейдет на более далекую орбиту (поскольку к этому времени масса Солнца уменьшится более чем на четверть), что позволит ей избежать поглощения солнечной плазмой. Во втором сценарии предполагается, что из-за замедления вращения светила и приливного взаимодействия с его внешней оболочкой земная орбита может приблизиться к Солнцу, и Земля будет поглощена им. Но даже если этого не произойдет, гидросфера планеты перейдет в газообразное состояние, и ее вместе с атмосферой полностью «сдует» сильнейшим солнечным ветром. Примерно через 10 млн лет после этого температура солнечного ядра достигнет 100 млн кельвинов, благодаря чему станет возможным термоядерное «горение» гелия, сопровождающееся синтезом углерода и кислорода. При этом радиус нашей звезды уменьшится, но все равно останется вдесятеро большим, чем его современное значение. Еще через 100 млн лет запасы гелия иссякнут, снова начнется расширение внешней оболочки, и Солнце опять станет красным гигантом. В последующие 20 млн лет по мере того, как в термоядерную реакцию будут вступать ранее не затронутые остатки гелия, начнут происходить мощные вспышки, сопровождающиеся увеличением солнечной светимости в несколько тысяч раз. Эти пульсации приведут к тому, что внешние слои светила улетучатся в окружающее пространство, образовав планетарную туманность. В центре этой туманности останется бывшее ядро Солнца — очень горячий и плотный белый карлик размером примерно с Землю. Вначале он будет иметь температуру поверхности 120 тыс. кельвинов и светимость порядка 3500 солнечных, но в течение многих миллионов и миллиардов лет постепенно остынет и угаснет. Отметим, что описанный жизненный цикл характерен для всех звезд малой и средней массы.

Часть II. Свет, дающий жизнь

Любые исследования природы солнечной цикличности на больших интервалах времени связаны с вариациями светимости нашей звезды. На основании современных наблюдательных данных и теоретических исследований их можно разделить на четыре группы: эволюционные вариации на шкале времени, соизмеримой с возрастом Солнца (о них шла речь в предыдущей части статьи); вариации на шкалах от сотен тысяч и до сотен миллионов лет; вековые — с периодами от ста до ста тысяч лет; наконец, короткопериодические, связанные с одиннадцатилетним циклом и нестационарными процессами во внешних солнечных слоях. Существует несколько индексов, характеризующих эту цикличность: солнечная постоянная, числа Вольфа W,3 содержание радиоактивного изотопа углерода-14 и других изотопов (таких, как бериллий-10) в ледниках, деревьях и осадочных породах.

Вариации солнечной активности

Долгопериодические вариации. Переменность Солнца на временных интервалах 100 тыс. — 100 млн лет может быть вызвана нестационарными процессами в ядре и конвективной зоне. Наиболее вероятные из них имеют продолжительность около десятка миллионов лет (107) с квазипериодом порядка сотен миллионов лет (108) и связаны с перераспределением атомов легкого изотопа гелия 3He в солнечном ядре. Вариации с периодом около сотен тысяч лет (105) определяются временем тепловой релаксации конвективной зоны. Их механизм предположительно связан с изменением эффективности конвекции у ее основания в результате воздействия магнитных полей.

Поскольку климат Земли неизбежно зависит от изменения светимости Солнца, его историю можно использовать для диагностики колебаний солнечного излучения. Действительно, промежуток времени между главными ледниковыми эпохами составляет около 3∙10↑8 лет, а продолжительность основных ледниковых эпох близка к 107 лет. Впрочем, изменения климата могут иметь и галактическое происхождение, связанное с прохождением Солнечной системы через спиральные рукава Млечного Пути с периодом примерно 250 млн лет. При этом пересечение рукавов происходит квазипериодически с интервалом, кратным 107 лет. Не исключается и «земной источник» климатических изменений — движение тектонических плит, горообразовательные процессы, вулканизм и т.п.

Вариации на шкале времени менее ста тысяч лет. Переменность Солнца на этой шкале, вероятнее всего, вызвана периодическими изменениями в конвективной зоне, обусловленными взаимодействием движущихся газовых масс с магнитными полями. Современные климатологи считают, что именно с этой переменностью Солнца можно связать изменения климата Земли на протяжении сотен и тысяч лет.

Косвенными и непосредственными наблюдательными свидетельствами вариаций светимости Солнца являются:

• содержание радиоактивного углерода и других радиоизотопов в древесине, осадочных породах и кернах ледников (до 10 тыс. лет в прошлое);
• наблюдения полярных сияний (исторические записи);
• визуальные наблюдения пятен (исторические хроники);
• наблюдения с помощью телескопов (после создания в конце 1609 г. Галилео Галилеем первой зрительной трубы и публикации им в 1610 г. ряда открытий, включая пятна на Солнце);
• вид короны во время затмений (исторические сведения и непосредственные наблюдения);
• наблюдения разных типов солнечной активности с 1610 г. и до нашего времени.

Все эти данные указывают на существование эпох ослабленного пятнообразования с периодом около 90 лет. Этот период носит название «цикла Глейсберга» по имени его первого исследователя. На данный момент имеются предположения о наличии 55- и 600-летнего, а также 190-летнего циклов. Радиоуглеродные данные также говорят о существовании периода около 2300 лет (цикл Холлстатта).

Основываясь на наблюдениях солнечных пятен, Рудольф Вольф, Густав Шпёрер и Эдвард Маундер (Johann Rudolf Wolf, Gustav Spörer, Edward Maunder) выявили исключительно низкую солнечную активность в эпоху 1645-1715 г. Это явление получило название «минимума Маундера». Тогда солнечная постоянная упала на 0,2% или приблизительно на 3 Вт/м². Среди других подобных периодов низкой активности следует упомянуть минимумы Вольфа (1280-1340), Шпёрера (1450-1540) и Дальтона (1790-1830). Реконструкция данных о вариациях солнечной постоянной с 1610 по 2010 г. показывает, что они хорошо коррелируют с изменениями числа солнечных пятен, а также содержания радиоактивных изотопов в растениях и ледяных кернах.

11-летний цикл солнечной активности. Этот наиболее изученный цикл характеризуется, прежде всего, усредненным за год показателем числа солнечных пятен (числа Вольфа). Вначале они практически отсутствуют, далее за 3-7 лет их количество быстро возрастает до 50-200, после чего в течение 5-7 лет медленно уменьшается. В ходе цикла наблюдается постепенное смещение зоны образования пятен к экватору (закон Шпёрера). «Одиннадцатилетним» его называют условно: в XVIII-XX веках его продолжительность менялась от 7 до 17 лет, а в XX веке в среднем была ближе к 10,5 годам.

Впервые на периодичность в поведении солнечных пятен обратил внимание в 1844 г. в своей статье немецкий астроном-любитель Хейнрих Швабе (Samuel Heinrich Schwabe). Спустя три года она привлекла внимание другого немецкого астронома — Рудольфа Вольфа, который начал собственные наблюдения пятен и ввел индекс их количества, названный его именем. Определенные с помощью этого индекса 11-летние циклы условно нумеруются начиная с 1755 г., а периодичность изменения числа пятен носит название закона Швабе-Вольфа. Сейчас мы переживаем 24-й цикл активности. Его начало относится примерно к 2009 г. С учетом магнитной активности выделяют также удвоенный цикл Швабе-Вольфа длительностью около 22 лет (так называемый «цикл Хейла»), имея в виду, что состояние глобального магнитного поля Солнца возвращается к исходному через два полных 11-летних цикла.

Второй индекс, используемый для описания этого цикла — солнечная постоянная. Ее история включает измерения с земной поверхности, из более высоких слоев атмосферы (с самолетов и аэростатов) и внеатмосферные наблюдения (со спутников и геофизических ракет). Согласно обобщенным данным, несколько последних 11-летних циклов активности этот показатель светимости нашей звезды изменяется в среднем на 0,1% или на 1,3 Вт/м². Вариации солнечной постоянной хорошо коррелируют с числом пятен, вспышек и мощностью радиоизлучения Солнца.

Космическая погода

Солнечная активность через межпланетную среду влияет на Землю, а именно на ионосферу, магнитосферу, радиационные пояса и озоновый слой. К числу ее проявлений, воздействующих на космическую погоду, относятся ультрафиолетовое (УФ) и рентгеновское излучение Солнца, солнечный ветер, выбросы вещества во время вспышек и корональные выбросы массы (CME). Последние являются основным фактором, влияющим на ионосферу и магнитное поле нашей планеты, а все остальные дополняют картину. Ультрафиолет и рентген, достигая Земли за 8 минут, ионизируют ее атмосферу и разрушают озоновый слой. Высокоэнергетические заряженные частицы спустя примерно 100 минут ионизуют верхнюю атмосферу и меняют земное магнитное поле. Выбросы вещества во время солнечных вспышек и CME через 1,5-2 суток приводят к геомагнитным бурям. Умеренные бури (с планетарным индексом Kp=6) происходят с частотой около одной в неделю, а самые сильные бури (Kp=9) случаются намного реже — один раз за 2-3 года.

Влияние геомагнитных бурь на Землю. Во время геомагнитной бури облака плазмы «ударяют» по магнитосфере, вызывая колебания магнитного поля. Сама магнитосфера «обжимается» набегающим потоком солнечной плазмы, при этом концентрация ее силовых линий возрастает и происходит их пересоединение. Двигаясь вдоль них, заряженные частицы радиационного пояса ускоряются и проникают в атмосферу вблизи полюсов. Их столкновения с атомами и молекулами атмосферного кислорода и азота вызывают полярные сияния на высоте от 80 до 500 км над поверхностью Земли.

Экстремально мощные магнитные бури могут приводить к разрушению энергетических систем и повреждениям трансформаторов (нарушение электроснабжения в Квебеке в 1989 г.). Они оказывают воздействие на космические аппараты, создавая обширный поверхностный заряд и вызывая их ускоренное торможение. При этом возникают проблемы с ориентацией, связью и слежением. Во время бурь существует возможность получения опасных для здоровья радиационных доз космонавтами и авиапассажирами. Из-за солнечной активности происходят сбои мобильной и спутниковой связи, компьютерных систем, а также в работе аэропортов. Через 2-4 суток после магнитной бури нарушается циркуляция воздушных масс, часто в эти периоды начинают формироваться циклоны. Также с вариациями активности Солнца хорошо коррелируют землетрясения: в годы максимумов их число возрастает.

Влияние солнечной активности на биосферу Земли. Еще в 1801 г. английский астроном Уильям Гершель (William Herschel, 1738-1822) отметил взаимосвязь между усилением солнечной активности и повышением урожайности сельскохозяйственных культур.

Александр Чижевский (1897-1964) выявил корреляцию активности Солнца с рядом природных и социальных явлений — изменением уровня грунтовых вод, повторяемостью засух, ураганов, возникновением эпидемий, ростом преступности. Согласно Чижевскому, усиление солнечной активности «воздействует на нервную и гормонально-эндокринную системы индивидуумов, что приводит к повышению коллективной возбудимости, неуравновешенности, агрессивности, экстремального поведения». Если в этот период в обществе нет «объединяющей идеи», то растет преступность, а если таковая имеется — происходят революции: на годы повышенной активности приходится 60% подобных социальных сдвигов (1789, 1830, 1848, 1905, 1917 гг.), на годы минимума — 5%.

Во время бури магнитное поле Земли начинает колебаться с разными частотами, включая частоту, с которой «колеблется» наше сердце (60-80 ударов в минуту). Совпадение магнитосферного и сердечного ритмов может привести к тяжелым последствиям. «Мишенями» становятся легкие, кровеносная, сердечно-сосудистая и вегетативная нервная системы. Значительная часть инфарктов и инсультов происходит во время магнитных бурь. Основными группами риска являются больные с патологиями сердечно-сосудистой системы (особенно перенесшие инфаркт миокарда), здоровые люди с функциональным перенапряжением (космонавты, пилоты дальней авиации, операторы и диспетчеры энергетических станций, аэропортов и т.д.), а также дети и подростки с несформировавшейся адаптационной системой. В периоды геомагнитных бурь рекомендуется уменьшать физические нагрузки и стараться избегать потенциально стрессовых ситуаций.

Климат Земли: глобальное потепление или похолодание?

Говоря о влиянии вариаций светимости Солнца на земной климат, невозможно не упомянуть глобальное потепление — процесс роста среднегодовой температуры приповерхностного слоя атмосферы Земли и Мирового океана. Оно уверенно наблюдается с середины XX века. С 1900 г. средняя температура воздуха возросла на 0,8°C, причем примерно две трети этой величины приходятся на период после 1980 г.

Факторы, ускоряющие глобальное потепление. Основной причиной потепления считается увеличение концентрации парниковых газов в земной атмосфере. Эти газы прозрачны для видимого солнечного света, но практически непрозрачны для испускаемого поверхностью Земли инфракрасного (теплового) излучения. Наиболее активные парниковые агенты — водяной пар Н2О, углекислый газ CO2, озон O3, метан CH4 и сернистый газ SО2. Существует несколько факторов, ведущих к росту их концентрации. Во-первых, это вулканическая активность, являющаяся источником поступления в атмосферу большого количества углекислого газа. Правда, она же обогащает ее сернистым газом, при взаимодействии которого с водой и кислородом образуются аэрозоли серной кислоты, интенсивно отражающие свет и способствующие похолоданию.

Другой фактор — океан. Его средняя температура (T≈3,5°C) ниже, чем суши (T≈15°C). Интенсивный теплообмен между океанической толщей и приземным атмосферным слоем приводит к климатическим изменениям. В водах морей и океанов растворено в 60 раз больше углекислого газа, чем содержится в атмосфере. Выделение CO2 Мировым океаном вследствие его нагревания ведет к дальнейшему потеплению. Третий фактор — уменьшение альбедо (отражательной способности) поверхности Земли из-за таяния ледников, смены климатических зон и изменений характера растительности. За последние 5 лет этот показатель уменьшился на 2,5%. Каждые 10 лет Арктика теряет 13% льдов.

Наконец, важный вклад вносит техногенная активность. Она ведет к увеличению содержания в атмосфере CO2, водяного пара и других парниковых газов. К примеру, полтора миллиарда коров на Земле ответственны за выделение 18% всего метана в мире, что превышает его выбросы всеми электростанциями, обогревательными системами и транспортными средствами, вместе взятыми. Повышение средней температуры приземного воздуха на 0,8°C за последние сто лет — слишком высокая скорость для естественных процессов.

Факторы, замедляющие глобальное потепление. Начиная с 2003 г. наблюдается постепенное уменьшение светимости Солнца, неизбежно имеющее следствием падение средних температур на Земле. Однако некоторые явления, вызывающие похолодание, связаны с самим глобальным потеплением: например, оно вызывает усиленное таяние полярных льдов, из-за чего происходит замедление теплого течения Гольфстрим, что, в свою очередь, на протяжении примерно десятка лет приведет к понижению температуры в Арктике.

Также с увеличением температуры растет испаряемость океанов и водоемов, а значит — увеличивается средняя площадь облачного покрова, являющегося преградой на пути солнечных лучей. С ростом испаряемости возрастает и количество выпадающих осадков, что способствует заболачиванию земель, а болота особенно активно поглощают атмосферный углекислый газ. По мере подъема уровня океана начнет расти площадь теплых морей и, как следствие, расширится ареал обитания моллюсков и коралловых рифов. Этим организмам CO2 нужен для постройки раковин и скелетов. Наконец, увеличение концентрации углекислого газа в атмосфере стимулирует рост и развитие растений — главных «потребителей» этого парникового агента.

Сценарии долгосрочных прогнозов

Можно ли спрогнозировать солнечную активность заблаговременно? На данный момент наиболее надежными остаются двухсуточный и часовой прогнозы. Вероятность их реализации — соответственно 30-50% и ~95%. Двухсуточный прогноз опирается на текущие наблюдения солнечной поверхности вблизи центрального меридиана. Часовой основан на прямых измерениях параметров плазмы и магнитного поля космическими аппаратами, расположенными, как правило, в либрационной точке L1 на расстоянии 1,5 млн км от Земли в направлении Солнца. Реализуемость прогнозов на более длительные промежутки времени существенно ниже.

Если говорить о предсказаниях на предстоящее столетие, следует упомянуть два альтернативных сценария.

Сценарий 1 — «теплый». Потепление, наблюдавшееся в ХХ веке, продолжится и дальше. Как результат, будет происходить увеличение эмиссии парниковых газов (в основном CО2 и SO2), рост температуры воздуха (на 2-6°C к концу XXI века) и повышение уровня океана в среднем на полметра за столетие. Уменьшить эмиссию можно, например, с помощью запрета на индустриальные выбросы в атмосферу.

Наиболее вероятные изменения погодных факторов в случае осуществления этого сценария — более высокие максимальные температуры, больше жарких дней, рост минимальных температур и уменьшение числа морозных дней почти по всем регионам, увеличение как количества осадков, так и периодов летних сухостоев с заметным риском засух, усиление ветров, активизация тропических циклонов.

В случае худшего варианта потепления испарение и выпадение осадков ускорится, что дополнительно повысит среднюю температуру воздуха. Как следствие — высохнут леса, пастбища, начнутся массовые лесные пожары. Парниковый эффект «пойдет в разгон», что приведет к обильному таянию полярных льдов, снега в горах и тундре.

Поверхностный слой океанов опреснится, произойдут изменения в океанических экосистемах. Температура воздуха и суши катастрофически вырастет. Сильные ветра из-за больших температурных градиентов вызовут песчаные бури, выветривание почв. Замедлится термоклинная циркуляция в океане — главный «творец» погоды. Обычный перенос теплых вод с экватора в средние широты приостановится. Замрет Гольфстрим — гарант умеренного климата Северного полушария.

В регионах производства продуктов питания с большой плотностью населения (Северная Америка, Европа, Китай) будут происходить разрушительные засухи и истощение запасов пресной воды. В районах традиционно сухого климата (Азия, Австралия, Южная Америка), наоборот, начнутся проливные дожди и наводнения, что также приведет к гибели сельскохозяйственных угодий. Следствием всего этого станет массовый голод, распространение эпидемий, бегство населения из зон бедствия, войны за источники воды, пищи, энергетические ресурсы. В итоге цивилизация в своем развитии окажется отброшенной в прошлое на века.

Сценарий 2 — «холодный». На самом деле пока не имеется строгих доказательств того, что глобальное потепление вызвано хозяйственной деятельностью человека. За последние 400 тыс. лет произошли четыре ледниковых периода и пять потеплений. Человечество появилось около 60 тыс. лет назад. Возникает естественный вопрос: кто «грел» и «охлаждал» Землю предыдущие 340 тыс. лет?

Анализ данных о вариациях числа солнечных пятен с 1700 г. по 2015 г. показывает, что уровень активности в ходе последнего, 24-го цикла примерно вчетверо ниже максимальных значений, зафиксированных за 260 лет непрерывных наблюдений Солнца. Иными словами, солнечная активность приближается к минимуму, напоминающему минимум Дальтона (1790−1830). Кроме того, все вспышки 24-го цикла слабее первой десятки мощнейших вспышек предыдущего, 23-го цикла.

Согласно этому сценарию через 5-10 лет нас ожидает «малый ледниковый период». Лето станет прохладнее, а зима — морознее и продолжительнее. Пик похолодания наступит после 2050 г. Во время него интенсивность солнечной радиации уменьшится на 3 Вт/м², что больше «согревающего» воздействия парникового эффекта (эквивалентного 2 Вт/м²). За счет этого понижение температуры составит около 1,3° C. Тем не менее, большинству специалистов такой сценарий видится более благоприятным. В конце концов, если люди выжили в эпоху минимума Маундера — то с современными техническими средствами пережить очередное похолодание нам не составит труда.

Солнце и разум

Мнение о том, что наша звезда уникальна, поскольку именно вблизи нее возникла и развилась жизнь, эволюционировавшая в итоге до уровня разумной, имеет под собой основания, но с одним небольшим уточнением: оно справедливо, если речь идет об органической жизни «земного типа» на основе воды и углеродных цепочек, и о разуме, каким мы его знаем. В окрестностях других звезд вполне могли бы возникнуть абсолютно иные живые организмы, а дискуссии о возможных формах проявления инопланетного разума в научном мире не утихают уже многие годы. Тем не менее, ученые сходятся на том, что наличие длительных (миллиарды лет) периодов эволюции Солнца, когда его излучение относительно стабильно, и его низкая по сравнению со многими другими типами звезд вспышечная активность вполне могут быть в этом вопросе определяющими факторами.

В остальном же правильнее было бы говорить не о том, что некие особые свойства Солнца способствовали возникновению жизни, а о том, что эта жизнь в ходе эволюции эффективно приспосабливалась к особенностям своего светила, снабжающего ее энергией. Достаточно сказать, что максимум чувствительности человеческого глаза при дневном свете приходится на ту же длину волны, что и максимум солнечного излучения (точнее, той его части, которая проходит сквозь земную атмосферу). О приспособляемости человека свидетельствует и появление различных рас одного и того же вида Homo sapiens за время, явно меньшее продолжительности существования этого вида.

Тем не менее, в поисках обитаемых планет за пределами Солнечной системы астрономы уделяют повышенное внимание именно солнцеподобным звездам, и причина этого очевидна: намного более вероятно, что эволюция в условиях, похожих на земные, будет протекать примерно так же, как на Земле, и в итоге получатся похожие жизненные формы, которые нам легче будет опознать как «братьев по разуму». Понятно, что никто изначально не надеялся найти «полных двойников» Солнца и Земли (а тем более их сочетания), однако приблизительные аналоги уже открыты и активно изучаются всеми доступными средствами. Ученым еще предстоит выяснить, существуют ли хотя бы примитивные микроорганизмы на других планетах Солнечной системы или их спутниках, после чего значительно проще будет делать выводы об универсальности такого явления, как «жизнь», и его распространенности во Вселенной. Пока же следует констатировать, что нам по-прежнему известен только один обитаемый мир, обращающийся вокруг скромного желтого карлика по имени Солнце.