Морфологічні властивості спалахів на Сонці
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.
1 сентября 1859 г. два английских астронома Р. Кэррингтон и Ш. Ходжсон, наблюдая Солнце, увидели очень яркие белые пятна неправильной формы около группы солнечных пятен. Это было первое наблюдение солнечной вспышки. С тех пор астрономы многое узнали об этом интереснейшем явлении на Солнце. Сейчас известно, что вспышка — наиболее мощный процесс из всех возникающих в активных областях и затрагивающий все слои атмосферы Солнца. Во время солнечной вспышки (в течение около 1000 с) выделяется громадное количество энергии, в основном в виде электромагнитного излучения (всех диапазонов спектра), а также благодаря выбрасываемых во время вспышки частиц высоких энергий.
Вспышки возникают в солнечной хромосфере и нижних частях короны. В этой начальной фазе развития вспышки в сравнительно небольшой области Солнца повышается яркость флоккула или вблизи него появляются более яркие точки. В некоторых случаях появляется излучение в «белом» (интегральном) свете. Затем следует фаза взрыва (или взрывная фаза) — резкое повышение яркости излучения в отдельных спектральных линиях в видимой и ультрафиолетовой областях спектра, вcплеск коротковолнового рентгеновского излучения и радиовcплески, а также выбрасываются частицы высоких энергий — космические лучи. После фазы взрыва, длящейся несколько минут, наступает фаза расширения и медленного угасания вспышки (длящаяся от 10—20 мин до нескольких часов).
Излучение вспышки, попадая на Землю, не только вызывает множество геофизических явлений, в частности магнитные бури и полярные сияния, но и непосредственно влияет на практическую деятельность людей, в том смысле, что нарушает коротковолновую радиосвязь из-за возмущений ионосферы, резко снижает радиолокационную «видимость». За границей атмосферы Земли поток космических лучей от сильных солнечных вспышек представляет серьезную радиационную опасность для космонавтов, работающих в открытом космосе.
В связи с этим изучение солнечных вспышек, помимо теоретического, имеет большое практическое значение. Это обстоятельство привело к организации патрульной службы — непрерывных (в течение 24 ч) наблюдений за солнечной активностью. Более сорока обсерваторий мира ежедневно участвуют в этих патрульных наблюдениях, которые проводятся с помощью специальных хромоcферных телескопов, снабженных фильтрами, пропускающими центральную часть красной водородной линии На — одной из наиболее сильных линий поглощения солнечного cпектра. Излучение в центре этой линии образуется на уровне хромосферы, поэтому, наблюдая Солнце через такой фильтр, мы видим солнечную хромосферу, ее структуру в виде сетки (в «спокойных» местах) и флоккулы (в активных областях).
В большинстве случаев солнечные вспышки начинаются с увеличения яркости уже существующих мелких деталей флоккула — волоконец, узелков. Яркость нескольких узелков быстро растет, затем начинает светиться (несколько слабее, чем узелки) и окружающая их область хромосферы. Это свечение захватывает все большую площадь. Для некоторых сильных вспышек характерно слияние этих светящихся областей, в результате которого иногда образуется широкая яркая лента, делящаяся на две, почти параллельные. Затем эти ленты начинают раздвигаться и расширяться. При других вспышках возникает лента в виде некоторого изогнутого волокна. Пример вспышки 28 мая 1972 г., снятой с фильтром в линии На, приведен на рис. 1.
Многие более слабые вспышки наблюдаются в виде увеличения яркости одного узла флоккула. Затем этот узел начинает расширяться, его яркость несколько минут продолжает расти, а затем медленно уменьшается.
Наиболее характерным для всех вспышек является быстрое возрастание яркости во взрывной фазе, а также последующий медленный спад яркости в фазе угасания или расширения. На фоне этого медленного спада возможны повторные повышения яркости тех же узлов флоккула или других, близлежащих.
Изменение яркости вспышки со временем, или так называемая световая кривая, показано на рис. 2 вместе с изменением площади, занятой свечением.
Несмотря на большое разнообразие вспышек, можно говорить о некоторых их средних характеристиках и: чертах развития. Сведения о площади и яркости вспышки объединяются одной характеристикой — балл вспышки. Принятая во всех обсерваториях классификация вспышек по их площади имеет 5 классов: s и баллы 1, 2, 3 и 4. s-вспышки (или субвспышки) имеют площадь <2,0 кв. градуса; .вспышки балла 1—2,1—5,1 кв. градуса, а вспышкам балла 2, 3 и 4 соответствуют площади 5,2—12,4; 12,5—24,7 и >24,7 кв. градуса соответственно. Яркость вспышки приближенно характеризуется по трехбалльной шкале; f — слабые вспышки, п— нормальные и b — яркие (при этом подразумевается яркость вспышки в линии На по сравнению с окружающим ее фоном невозмущенной хромосферы). Таким образом, общий балл каждой вспышки записывается двумя знаками (например, sn, 1f и 3b соответственно означают субвспышку нормальной яркости, слабую вспышку балла 1 и яркую вспышку балла 3).
Данные патрульных наблюдений вспышек всеми обсерваториями ежемесячно публикуются в специальных каталогах наряду с другими сведениями о солнечной активности (например, наблюдения пятен, флоккулов и т. д.). Кроме того, существует более оперативный обмен информацией. О всех вспышках больше двух баллов обсерватория, участвующая в патрульной службе, сразу же после наблюдений посылает телеграмму с предварительным сообщением о вспышке в один из трех мировых Центров, расположенных в США, Франции и СССР. Каждый Центр, получивший такую телеграмму, оповещает о вспышке немедленно два других Центра. Помимо этого, некоторые обсерватории ежедневно сообщают в свой мировой Центр (по специальному коду) часы патруля и краткие сведения о всех вспышках, наблюдавшихся в патрульные часы. Вместе с данными о магнитных полях пятен, флоккулах и радиоизлучении Солнца эта ежедневная информация служит наблюдательной основой для службы прогнозов солнечной активности, а также для многих других работ.
Остановимся на некоторых закономерностях в развитии вспышек, которые получены в результате изучения данных патрульных наблюдений.
Подавляющее большинство вспышек возникает в активных областях в непосредственной близости от пятен, а наиболее сильные из них возникают даже над полутенью пятен. Поэтому широтное распределение вспышек на Солнце повторяет распределение групп пятен, т. е. пятна и вспышки в начале 11-летнего цикла активности возникают на широтах ±40°, а затем зоны пятнообразования смещаются постепенно к экватору, достигая широт ±6° к концу цикла.
Количество вспышек в группе пятен зависит от многих причин. Например, от активности группы, которая сильнее выражена в группах сложной магнитной структуры и где часто происходят быстрые процессы — выбросы, просто повышение яркости («поярчания»), появление «усов» (см. ниже) и т. д. В униполярных группах, состоящих из одного или нескольких мелких пятен, вспышки почти не появляются. Даже субвспышки в таких группах возникают очень редко и то в тех случаях, когда в группе появляется магнитное поле другого знака.
В группах «средней» активности одна вспышка появляется каждые б ч. В некоторых сложных группах наблюдается более 100 вспышек за время прохождения группы по диску Солнца.
Как видно из классификации вспышек по баллам, их площади могут меняться в широких пределах. Чаще всего наблюдаются вспышки с малыми площадями: вспышки балла 1 и s составляют более 80% всех вспышек. Примерно такая же закономерность характерна и для яркостей вапышек. Подавляющее большинство вспышек слабые (f) или нормальные (п).
Продолжительность вспышек бывает от нескольких минут до 12 ч. Четко выраженной связи между длительностью вспышки и ее площадью (и яркостью) нет, но в среднем чем мощнее вспышка, тем она продолжительнее.
Плазма в области вспышек может участвовать в движениях двух видов: хаотических, или «турбулентных», и направленных движений масс. Эти последние движения плохо выявляются ори наблюдениях на диске — их можно спутать с распространением возбуждения свечения. Исключение составляют темные выбросы («возвратные выбросы»), которыми сопровождаются все сколько-нибудь сильные вспышки в максимуме развития и в фазе угасания яркости. Такие выбросы показывают, что с процессом вспышки связан выброс огромной массы плазмы с большой скоростью (до 300 км/с). Но о распространении области вспышек в вертикальном направлении можно судить по наблюдениям вспышек на краю диска Солнца (так называемых лимбовых вспышек). Развитие такой вспышки часто происходит в виде роста и вытягивания кверху или вбок некоторого конуса или холма. Вид лимбовых вспышек в линии На приведен на рис. 3. Иногда можно наблюдать подъем и рост арки или петли. Скорости подъема такой петли или конуса — сверхзвуковые (т. е. больше скорости распространения звука в атмосфере Солнца) и нередко превосходят 100 км/с. Вспышки на лимбе достигают высот над поверхностью фотосферы в 10—30 тыс. км, а некоторые поднимаются в корону (до 50 000 км). Если следить за положением переднего края (конца) такого конуса или холма во времени, то можно заметить, что скорость подъема иногда очень быстро нарастает — так, как если бы ускорение плазмы в несколько (до 10) раз превосходило ускорение силы гравитации и было бы направлено наружу (т. е. явление разбивается подобно «кумулятивному взрыву»). Достигнув наибольшей высоты, часть светящейся плазмы иногда отрывается и, угасая, движется прочь от Солнца, тогда как оставшаяся (основная) масса начинает опускаться (опять-таки ускоренно). Пример изменения высоты переднего края лимбовой вспышки и се площади показан на рис. 4.
Различные оценки кинетической энергии плазмы, выбрасываемой при вспышках (-включая и возвратные выбросы), дают очень большую величину — порядка 1033 эрг для вспышки средней мощности. По-видимому, количество этого вида энергии — наибольшее из всех остальных видов энергии, связанных с процессом солнечной вспышки (энергии излучения в видимой, рентгеновской областях спектра, энергии космических лучей).
Начальной фазе сильной вспышки предшествуют некоторые явления, происходящие в хромосфере Солнца. Они являются как бы предвестниками вспышки. Перед большой вспышкой вблизи места ее возникновения могут усиливаться движения различных хромосферных образований, учащаются выбросы плазмы, возникают специфические арочные структуры, разгораются яркие точки — «усы» (см. ниже). Однако пока нет ни одного «надежного» предвестника вспышек, появление которого означало бы последующее появление вспышки.
Во время самой вспышки также могут происходить некоторые явления в хромосфере. Наиболее частое из них — это быстрое исчезновение волокон. Во время вспышки такое волокно, расположенное иногда далеко от места возникновения вспышки, перестает быть видимым, становится прозрачным для хромосферного излучения, а через некоторое время после вспышки оно восстанавливается почти в том же виде, что и до вспышки.
Часто происходит и активизация волокон во время вспышки: неподвижное и стабильное до вспышки волокно начинает во время вспышки быстро двигаться, часто меняя при этом свою форму и яркость, а иногда исчезая вовсе.
Иногда можно наблюдать распространение от области вспышки некоторой, не очень контрастной, но более темной, чем окружающая хромосфера, широкой «пелены». В некоторых случаях такая «пелена» проходит расстояние, сравнимое с радиусом солнечного диска.
Надо сказать, что темные выбросы, арочные структуры, «усы», а также исчезновение и активизация волокон могут происходить не только в связи со вспышками. Они бывают связаны и с другими процессами в хромосфере, и фотосфере, например с рождением активной области или резким изменением структуры группы пятен.
Пока что мы говорили об общих морфологических свойствах и закономерностях в явлении вспышки по наблюдениям в свете линии На.
Приведем теперь два конкретных примера наблюдения вспышек на Солнце. Первый — пример типичной вспышки класса sn.
4 января 1973 г. в Ташкенте во время наблюдения по программе патруля вспышек на хромосферном телескопе с узкополосным На-фильтром в 6h03mпо мировому времени в северо-восточной части диска Солнца в небольшом, но довольно ярком флоккуле заметили возникновение двух более ярких точек, которые располагались в «центре группы пятен. Так началась вспышка. Точки эти ярчали, расширялись, вспышка захватывала все большие области флоккула. B6h07m яркость достигла максимального значения, увеличившись на 54% по сравнению с яркостью невозмущенной хромосферы. Площадь вспышки в этот момент была 1,34 кв. градуса. После этого яркость и «площадь вспышки стали уменьшаться, и к 6h26m, через 23 мин после своего начала, вспышка угасла.
В радиодиапазонах (от сантиметрового до декаметрового) увеличения излучения Солнца во время этой вспышки не наблюдалось. Всплески рентгеновского излучения также не были зарегистрированы.
Второй пример — серия наиболее мощных вспышек за последние годы.
29 июля 1972 г. из-за восточного края Солнца вышло большое пятно, в котором было видно несколько ядер. Измерения магнитных полей в пятне показали, что в полутени S-полярности находятся ядра с магнитным полем как S-, так и N-полярностей. Ядра разной полярности находились на близком расстоянии друг от друга, и градиент магнитного поля между ними был очень велик (более 5 Гс/км). Такая ситуация предсказывает появление сильных вспышек с выбросом частиц высоких энергий.
Начиная с 29 июля около этого пятна происходили слабые вспышки. 2 августа в 3h16m по мировому времени началась вспышка балла 16. Она продолжалась до 8h. Следующая вспышка, также балла 1b была в 13h39m, а в 19h58m началась вспышка балла 26, длившаяся до 23h36m.
3 августа не было сильных вспышек, но 4 августа с 6h17mдо 8h55m наблюдалась мощная вспышка балла 36. Вид ее показан на обложке. Следующая, почти столь же мощная вспышка была 7 августа в 14h49m, и, наконец, 11 августа в 12h50m наблюдалась вспышка балла 26. В это время пятно было уже на западном лимбе.
Как видно, из этой серии вспышек наиболее мощной была вспышка 4 августа. Она сопровождалась излучением во всех радиодиапазонах, а также всплесками рентгеновского излучения. Вскоре после нее наблюдалось очень мощное полярное сияние в Европе на широтах до 55°. Поток протонов в областях энергий >10, >30 и >60 МэВ начал нарастать в середине дня, достиг максимума к концу дня и начал постепенно снижаться. К 7 августа, когда началось новое повышение потока, он еще не достиг своего нормального значения. По наблюдениям в линии На вспышка 4 августа длилась более 2 ч и занимала площадь более 15 кв. градусов. По яркости она в 5 раз превышала уровень невозмущенной хромосферы.