5 років 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.

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.

Вспышка балла 2b 28 мая 1972 г.

Вспышка балла 2b 28 мая 1972 г.

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.

Изменение яркости вспышки со временем - световая кривая

Изменение яркости вспышки со временем – световая кривая

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.

Развитие вспышки на восточном лимбе Солнца

Развитие вспышки на восточном лимбе Солнца

Изменение высоты переднего края лимбовой вспышки; Ее площади со временем

Изменение высоты переднего края лимбовой вспышки; Ее площади со временем

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.