4 роки тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Иногда в факельных площадках, наблюдаемых в ли­нии водорода На, внезапно происходит значительное увеличение яркости в отдельных местах, чаще всего вблизи сложных солнечных пятен (рис. 4). Это одна из особенностей, пожалуй, самого впечатляющего явления активности Солнца — солнечной вспышки, которую лег­че всего наблюдать. Хотя впервые солнечную вспышку заметили ещё в середине прошлого столетия, это было случайное наблюдение. Вспышка была исключительной силы, и ее видели в белом свете. Подобные вспышки можно буквально пересчитать по пальцам. Понадоби­лось более семидесяти лет упорной работы, прежде чем исследователи Солнца получили возможность наблю­дать солнечные вспышки регулярно.

Развитие солнечной вспышки...

Развитие солнечной вспышки…

До сих пор мы знакомились с явлениями солнечной активности, время «жизни» которых составляет по мень­шей мере несколько часов. Совсем иное дело вспышка. Нередко это настолько мимолетное явление, что его лег­ко и пропустить. Большинство солнечных вспышек су­ществует всего несколько минут, особенно если они слабые. Между тем погода далеко не всегда позволяет вести непрерывные наблюдения Солнца на протяжении нескольких часов. К тому же в одном пункте наблюде­ния Солнца даже при самых благоприятных условиях практически невозможно вести более 9—10 часов. По­этому астрономы воспользовались тем обстоятельством, что в разных пунктах Земли восход Солнца происходит в разное время суток (по всемирному времени), и для «вылавливания» солнечных вспышек, или, как обычно говорят, «патрулирования» вспышек, распределили меж­ду собой периоды наблюдений. Чтобы обеспечить круг­лосуточное патрулирование, потребовались усилия уче­ных многих государств.

Хотя вспышки наблюдают регулярно немногим более 40 лет, трудно найти явление солнечной активности, ко­торое столь сильно приковывало бы к себе внимание астрономов. Лишь за последние 15—20 лет мы узнали о них больше, чем о солнечных пятнах за двести с лиш­ним лет. Удивляться этому не приходится. Ведь именно солнечные вспышки «приносят» на Землю всякого рода неприятности и притом неожиданно. Появилось естест­венное желание хотя бы в какой-то степени научиться предвидеть подобные явления, не говоря уже о том, что вспышки представляют исключительный интерес для фи­зиков, изучающих особенности поведения неустойчиво­стей плазмы.

Что же такое солнечная вспышка? Если говорить ко­ротко, это своеобразный взрыв на Солнце, в результате которого происходит внезапное освобождение энергии, накопленной в ограниченном объеме солнечной атмо­сферы (чаще всего короны и хромосферы). Взрыв этот своеобразен, поскольку необычны условия, в которых он происходит, а многие его черты даже как бы противо­речат тому, что мы привыкли связывать со взрывом. Именно поэтому в течение долгого времени, пока сол­нечные вспышки наблюдали только в линиях водорода, а затем в видимой области спектра, даже сама мысль о том, что вспышка — это явление взрывного характера, представлялась противоестественной. Тогда основным в явлении вспышки казалось внезапное увеличение ярко­сти в свете водородных линий. Любопытно, что на этом основании был даже отвергнут термин «эрупция», т. е. «взрыв», предложенный для обозначения этого явления солнечной активности. Его заменили термином «вспыш­ка» (flare), что по-английски означает «яркий неустой­чивый свет».

Вспышка — очень сложное явление. Она проявляется прежде всего в кратковременном усилении электромаг­нитного излучения в широком диапазоне длин волн, от жестких рентгеновских лучей с длиной волны меньше 1 А, а в редких случаях от гамма-лучей с длиной вол­ны около 0,02 А, до километровых радиоволн, и в вы­бросе ускоренных солнечных частиц. Кроме того, вспыш­ки приводят к активизации процессов в других областях солнечной атмосферы, порой удаленных от них на де­сятки тысяч километров. А в некоторых наиболее мощ­ных вспышках даже порождаются космические лучи, протоны которых обладают смертоносной энергией. Общая же энергия вспышки составляет 1029—1032 эрг, что сравнимо с энергией взрыва тысяч водородных бомб.

Подавляющее большинство солнечных вспышек про­исходит в районах групп солнечных пятен со сложным строением магнитного поля, особенно на ранних стадиях их развития. Но иногда их регистрируют и вдали от пя­тен, в старых рыхлых магнитных областях. Обычно им предшествует перестройка магнитного поля. Нередко она связана со всплыванием в этой области нового маг­нитного потока противоположной полярности. Такая перестройка проявляется по крайней мере в трех эффек­тах, доступных наблюдениям. Во-первых, в короне, про­исходит усиление мягкого рентгеновского излучения. Во-вторых, в линиях крайней ультрафиолетовой области спектра (от 250 до 1350 А) обнаруживается усиление нетепловых движений. В-третьих, происходит активиза­ция спокойного темного волокна (см. следующий раз­дел), простирающегося вдоль линии раздела полярно­стей продольной (по лучу зрения) составляющей маг­нитного поля. Оно претерпевает разрывы, изменяет свою яркость или вовсе исчезает, затем появляясь вновь. Конечно, такие эффекты не всегда приводят к солнечной вспышке. Но они, как правило, всегда пред­варяют ее, по крайней мере на несколько минут, а по­рой и на десятки.

Сама солнечная вспышка обычно начинается быст­рым возрастанием температуры короны примерно до 40 млн. градусов, приводящим к появлению всплесков мягкого рентгеновского излучения. Этот процесс длится от одной до нескольких минут. Вспышка «вдавливает» переходный слой между короной и хромосферой в хро­мосферу и благодаря теплопроводности нагревает не­сколько сотен километров верхней хромосферы до тем­пературы 10 тыс. градусов. При этом регистрируется усиленное излучение в линии водорода На и в линиях; крайней ультрафиолетовой области. Продолжитель­ность вспышки в видимой области спектра составляет от нескольких минут до нескольких часов, причем воз­растание интенсивности излучения в линии На до мак­симума происходит быстрее, чем последующий спад. Иногда наблюдается также микроволновой всплеск с постепенным подъемом и спадом потока радиоизлуче­ния. У большинства солнечных вспышек, особенно сла­бых, которых называют субвспышками, этим все и кон­чается. Часто такие вспышки по характеру присущего им излучения определяют как тепловые.

На стадию теплового нагрева солнечной вспышки еще до достижения максимума яркости накладывается вторая импульсная, или взрывная стадия, в течение ко­торой происходит ускорение электронов, а иногда и ядер атомов до энергий 10—100 кэВ. Ускоренные элект­роны вызывают импульсные всплески жесткого рентге­новского, далекого ультрафиолетового и микроволнового излучения. Область, в которой происходит этот импуль­сный процесс, гораздо меньше области тепловой вспыш­ки. Практически все солнечные вспышки с импульсной стадией сопровождаются «расталкиванием» вещества и магнитного поля. Из большинства таких вспышек про­исходит выброс в наружные слои солнечной атмосферы вещества со скоростями до 400 км/с. Другим эффектом, связанным иногда с импульсной стадией, является всплеск III типа (На основе спектральных наблюдений всплесков в метровом диапазоне радиоволн их делят на пять типов, различающихся по виду диаграммы «частота радиоизлучения — время») в метровом диапазоне радиоволн, который наглядно свидетельствует о движении электро­нов через корональную и межпланетную плазму со ско­ростью, большей 100 000 км/с. Его продолжительность со­ставляет от одной до нескольких секунд. Следует, одна­ко, помнить о том, что большинство всплесков III типа не связано со вспышками. Но уж если возникли им­пульсные вспышки, то выброшенные ими электроны за­одно могут дать и такие всплески радиоизлучения.

Вспышки чаще всего происходят не в одиночку, а одновременно появляются в нескольких точках факель­ной площадки. Более того, эти места оказываются для них излюбленными и в последующее время. Бывает так, что в течение нескольких дней они то и дело возника­ют в тех же самых точках. Эти точки в значительной степени определяются структурой и изменением фотосферного магнитного поля. Наиболее благоприятной для появления вспышек является такая обстановка, когда два пятна с магнитными полями противоположного зна­ка расположены очень близко друг от друга, а измене­ние магнитного поля от одной точки области к другой очень сильное. Тогда по обе стороны линии, вдоль ко­торой напряженность продольного магнитного поля рав­на нулю, т. е. линии раздела его полярностей, возника­ют вспышки. Они как бы теснятся вокруг линии, потому что здесь создаются благоприятные условия для их по­явления. Следует иметь в виду, что речь в данном слу­чае идет не о полном магнитном поле, а только о его составляющей по лучу зрения, или продольной состав­ляющей. В то же время, вспышки возникают лишь в так называемых «особых» точках поперечной составля­ющей магнитного поля.

По своей максимальной площади, определяемой на основе наблюдений в линии На, солнечные вспышки де­лятся на пять классов. Самые маленькие из них, суб­вспышки, имеют площадь меньше 100 миллионных до­лей видимой полусферы Солнца (м. д. п.), т. е. меньше 300 млн. квадратных километров, самые большие, бал­ла 4, больше 1200 м. д. п. Субвспышки в среднем жи­вут меньше 18 минут, а самые большие вспышки — больше 3 часов. По максимальной интенсивности мяг­кого рентгеновского излучения в интервале 1—8 А, из­меренной в околоземном пространстве, вспышки делят на три класса (С, М, X), причем самые мощные харак­теризуются потоком больше 10-1 эрг/см2-с. К сожале­нию, нет однозначного перехода между этими двумя классификациями солнечных вспышек. И хотя вторая из них более «физична», сейчас еще нет возможности для всеобщего ее использования из-за отсутствия регуляр­ных наблюдений вспышек в рентгеновском диапазоне.

В самом начале этого раздела мы упомянули такое редкое явление, как вспышка в белом свете. Макси­мальная яркость таких вспышек превышает яркость фо­тосферы примерно на 50%. Белые вспышки имеют вид одной или двух ярких точек, расположенных на равном расстоянии от линии раздела полярностей продольного магнитного поля или внутри полутени пятен противопо­ложной полярности. Обычно они появляются до макси­мума яркости вспышки в линии На и длятся примерно 10 мин. Скорее всего, вспышки в белом свете порож­даются ускоренными частицами, которые бомбардируют нижние слои солнечной атмосферы.

Но самый большой интерес для нас представляют так называемые протонные вспышки, во время которых выбрасываются протоны с энергиями выше 10 МэВ. Строго говоря, их следует разбить на две группы. Пер­вая,— вспышки космических лучей,— включает только те, когда испускаются протоны с энергиями выше 500 МэВ. Таких вспышек с 1952 г. было зарегистрировано немногим более двух десятков. Вторая группа,— обычные протонные вспышки,— гораздо многочисленнее и отличается сравнительно заурядными энергиями про­тонов, 10—100 МэВ. Самая мощная вспышка космиче­ских лучей, зарегистрированная 23 февраля 1956 г., да­ла протоны с энергией 15 ГэВ.

Если вспышки космических лучей действительно чаще всего оказываются самыми интенсивными и в ви­димой области спектра, то этого нельзя сказать об обычных протонных вспышках. Поэтому выделение их характерных признаков является очень трудной зада­чей. Но если все-таки отмахнуться от того обстоятель­ства, что протонными в отдельных случаях были даже субвспышки, то можно указать наиболее характерные их особенности.

В отличие от других солнечных вспышек, протонные в свете линии На обычно выглядят как две яркие лен­ты, расположенные по обе стороны нулевой линии про­дольного магнитного поля. Известно, что солнечные вспышки, как правило, избегают «покрывать» тень сол­нечных пятен. Каждая лента протонной вспышки лежит над пятнами (или пятном) с магнитным полем одной полярности, «не боясь» закрыть их ядра. По-видимому, позволяет им это делать большая мощность таких вспы­шек. Более того, яркие ленты обычно со временем рас­ходятся от нулевой линии поля со скоростями 10 км/с. Хотя особая структура магнитного поля групп пятен, о которой уже говорилось ранее, и служит непременным условием появления протонных вспышек, оно не явля­ется единственным.

Большое значение для возникновения подобных вспышек имеет наличие всплесков радиоизлучения II и IV типов. Всплески II типа представляют собой удар­ную волну, которая распространяется через корону и межпланетную среду со скоростями примерно 1000 км/с, и длятся в среднем 10 минут. Всплески IV типа, обыч­но занимающие широкую полосу длин волн, от санти­метров до декаметров, в таких вспышках имеют осо­бенно сильную микроволновую составляющую. Кроме того, протонные вспышки всегда сопровождаются силь­ными всплесками на волне 10 см.

Во время протонных вспышек наряду с протонами выбрасываются и электроны с энергиями больше 40 кэВ, но они очень быстро теряют свою энергию и поэтому поток их в межпланетном пространстве уменьшается по сравнению с потоком протонов той же энергии. Заметим, однако, что электронные вспышки (во время которых выбрасываются только электроны) отмечаются гораздо чаще протонных, обычно сопровождаемых всплесками III типа и микроволнового излучения, а также всплес­ками жестких рентгеновских лучей. Интересно, что в последние годы от нескольких протонных вспышек было зарегистрировано гамма-излучение, которое служит при­знаком наличия ядерных реакций в солнечной атмо­сфере. Оно появилось во время их импульсной стадии.