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.

До сих пор мы говорили в основном об излучении вспышек в видимой области спектра, доступной для наб­людений с Земли. Однако наша атмосфера имеет так­же несколько «окон прозрачности» и для космического радиоизлучения (большинство радионаблюдений Солн­ца проводится на волнах от 1—2 мм до 30 м). В то же время все космическое излучение (включая и сол­нечное) с длиной волны короче 2900 А почти (полностью поглощается земной атмосферой, поэтому ультрафиоле­товое излучение Солнца и еще более коротковолновое рентгеновское излучение можно наблюдать только с по­мощью приборов, вынесенных (на ракетах или спутни­ках) за атмосферу Земли.

Радио-, ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца выходят из верхней хромосферы и короны (из­лучение фотосферы в этих диапазонах мало и полно­стью поглощается еще в верхних слоях солнечной атмо­сферы). В этих энергетических диапазонах общее излу­чение Солнца значительно меньше, чем в видимой об­ласти спектра и обладает сильной переменностью, свя­занной с различными элементами солнечной активности (флоккулами, пятнами, вспышками). Если общий поток излучения Солнца в видимой области спектра остается постоянным с точностью до долей процента, то поток радио-, ультрафиолетового и рентгеновского излучения от всего Солнца, например, во время вспышки, может увеличиться в несколько раз.

Радиоизлучение Солнца обычно разделяют на три компоненты: постоянное непрерывное излучение (в ос­новном обусловленное тепловым излучением хромосферы и короны «спокойного» Солнца); медленно меняющееся со временем излучение (s-компонента), приходящее к нам в сантиметровом диапазоне длин волн (связанное с пятнами и флоккулами); спорадическое излучение, вклю­чающее в себя шумовые бури и различного типа радио-всплески (большинство их определяется нетепловыми механизмами излучения, а часть — связана со вспыш­ками на Солнце).

Наиболее долгоживущим видом спорадического из­лучения Солнца является шумовая буря, длящаяся от нескольких часов до нескольких дней. Наблюдаются шу­мовые бури на метровых волнах (лямбда>120 см) и харак­теризуются повышением постоянной непрерывной ком­поненты радиоизлучения Солнца и появлением кратко­временных радиовсплесков, которые были названы всплесками типа I. Многочисленные поиски связей шу­мовых бурь и всплесков типа I со вспышками пока не дали каких-либо определенных результатов. Однако не­давно (в 1975 г.) было обнаружено, что появление шу­мовых бурь связано с сильной перестройкой магнитных полей в активной области и с возникновением или про­никновением поля одного знака в области поля другого знака.

Всплески типа II, или медленно дрейфующие вспле­ски, — также один из основных типов спорадического радиоизлучения Солнца. Интенсивность этих всплесков в 100—1000 раз превышает уровень постоянной непре­рывной компоненты. Их излучение наблюдается в уз­кой полосе частот и медленно дрейфует вдоль спектра от высоких частот (100 МГц, лямбда 300 см) к низким (25 МГц, лямбда 12 м). Если интерпретировать этот дрейф как результат движения источника радиоизлучения вверх (через корону), то скорость такого движения будет со­ставлять величину порядка 1000 км/с. Всплески типа II относительно редки и почти все они связаны со вспыш­ками, хотя подавляющее большинство вспышек всплеска­ми типа II не сопровождается.

Всплески типа III («с быстрым дрейфом») проис­ходят чаще, чем всплески типа II: в период (максиму­ма солнечной активности на 100 ч наблюдений приходит­ся в среднем 300 всплесков типа III и менее одного всплеска типа II. Всплески типа III наблюдаются в ши­роком диапазоне длин волн (от 7,5 см до 30 м) и харак­теризуются быстрым дрейфом их в сторону более длинных волн, что соответствует (перемещению источников всплесков этого типа наружу со скоростями от 0,2 до 0,8 с. Обнаружена связь всплесков типа III со вспышка­ми: примерно 70% всплесков этого типа .происходят в пределах 90 мин после взрывной фазы вспышки, а 20— 30% всех вспышек сопровождается радиовсплесками ти­па III.

Всплески типа IV характеризуются появлением до­полнительного непрерывного излучения Солнца в метро­вом, дециметровом и сантиметровом диапазонах длин волн, часто возникающего вслед за всплесками типа П. Всплески типа IV наиболее тесно связаны со вспышка­ми.

Обычно различают пять компонент радиовсплесков типа IV (рис. 8): тип IV мю — микроволновая (санти­метровая) компонента (источник этого всплеска занима­ет область менее 0,5′); тип тев — импульсивный микро­волновый всплеск, который начинаемся вместе с вспле­ском типа IV мю или несколько раньше, и часто возни­кает одновременно с импульсивным всплеском жестко­го рентгеновского излучения во взрывной фазе вспыш­ки (длится 2—3 мин); тип IV dm — дециметровый или медленно развивающийся всплеск, который появляется иногда одновременно с сантиметровой компонентой, а иногда и с метровым всплеском; тип IV тА — движу­щийся метровый всплеск,, который обычно начинается через несколько минут после всплеска типа IV мю и про­должается в течение нескольких десятков минут (его источник движется наружу со скоростью около 100 км/с, а достигнув расстояния 2—5 радиусов Солнца, медлен­но исчезает); тип IV тВ — стационарный метровый всплеск, который существует несколько часов и может развиться в шумовую бурю.

Схематическое изображение всех типов радиоизлучения, связанного со вспышкой

Схематическое изображение всех типов радиоизлучения, связанного со вспышкой

Каждой компоненте всплесков типа IV соответству­ют отдельные мощные источники радиоизлучения, рас­полагающиеся на разных высотах в атмосфере Солнца— от нескольких десятков тысяч километров над уровнем фотосферы до 10 радиусов Солнца.

В рентгеновской области спектра обычно различают две компоненты излучения от вспышек: медленный теп­ловой всплеск мягкого рентгеновского излучения с энер­гией ниже 10 кэB (или с длиной волны больше 1 А ) и импульсивный нетепловой всплеск жесткого рентге­новского излучения с энергией выше 10 кэВ (лямбда <1 А). В области энергий 10 кэВ можно наблюдать обе компо­ненты — медленный всплеск с наложенным на него им­пульсивным всплеском.

Излучение от вспышек в диапазоне длин волн коро­че 1 А является непрерывным. В диапазоне длин волн, больших 1 А , кроме непрерывного излучения, наблюда­ются линии высокоионизованных ионов (в области спект­ра 1,7—17 А , например, светятся линии Fe XVII — Fe XXVI, излучение которых возможно лишь при тем­пературах от 4-106 до 40-106°К). Большинство этих ли­ний наблюдаются и в спектре излучения спокойного Со­лнца, но во время вспышек их интенсивность увеличи­вается в несколько раз, а некоторые линии появляются только во время вспышек.

Медленный тепловой всплеск практически наблюда­ется во всех вспышках. Он начинается за несколько ми­нут до начала солнечной вспышки в линии На и дости­гает максимума через несколько минут после конца этой вспышки (его источник расположен в короне). Получен­ные на спутниках «фотографии» вспышек в рентгенов­ском диапазоне спектра (3—54 А ) показывают ароч­ную структуру с яркими ядрами, расположенными бли­же к переходному слою между хромосферой и короной.

Импульсивный всплеск жесткого рентгеновского из­лучения сопровождает наиболее мощные солнечные вспышки. Он возникает одновременно с взрывной фа­зой вспышки в линии На. Вспышки в этой рентгенов­ской области спектра возникают в мелких узлах, види­мых и в линии На. Часто эти «узлы» расположены по обе стороны линии раздела полярностей магнитного по­ля в группе пятен. Свечение «узлов» также имеет и не­прерывный спектр в видимом диапазоне, а кроме того, дает импульсивный микроволновой всплеск в радиодиа­пазоне, возникающий одновременно с всплеском жест­кого рентгеновского излучения (вслед за ними часто на­блюдаются всплеск в далеком ультрафиолетовом диапа­зоне и радиовсплеск типа III). Источником импульсив­ного всплеска жесткого рентгеновского излучения и всех связанных с ним явлений могут быть электроны, уско­ренные до энергий в несколько сотен килоэлектрон­вольт. О генерации электронов таких высоких энергий во время вспышки будет сказано дальше, в разделе, по­священном теориям вспышек.

Еще в 1949 г. было обнаружено, что во время вспы­шек на Солнце могут генерироваться частицы с очень большой энергией (до 1010 эВ). Эти «вспышки космиче­ских лучей» регистрировались с помощью наземной ап­паратуры, но наблюдались такие события очень редко — один раз в несколько лет (при такой вспышке общая энергия всех частиц достигает 1032 эрг). Уже в 1957 г. с помощью аппаратуры, запущенной в стратосферу, уда­лось показать, что гораздо чаще генерируются частицы с энергией в сотни мегаэлектрон-вольт. Например, в пе­риод максимума солнечной активности были зарегистри­рованы десятки таких событий. Есть все основания по­лагать, что практически в каждой вспышке балла 3 ге­нерируются частицы с такой энергией. Дальнейшее раз­витие методов измерений, в частности с помощью аппаратуры искусственных спутников, выведенных на орби­ту вне магнитного поля Земли, позволило получить дан­ные, указывающие на то, что еще чаще генерируются менее энергичные протоны (а также ядра других лег­ких элементов) с энергией около 10 МэВ. Частицы с такой энергией могут беспрепятственно проникать в зем­ную атмосферу в районе полюсов магнитного поля Зем­ли и, ионизуя верхние слои атмосферы, вызывать по­глощение радиоизлучения в так называемой «полярной шапке». Из-за незнания конкретных условий распрост­ранения частиц к Земле (т. е. конфигурации солнечного и межпланетного магнитных полей) сейчас трудно ска­зать, в какой именно стадии вспышки возникают про­тоны и ядра высоких энергий (существует, правда, ряд данных, указывающих на то, что выброс частиц проис­ходит во время взрывной фазы вспышки).

Частицы высоких энергий достигают Земли через 10 мин и более. Характер изменения наблюдаемого у Земли потока этих частиц в основном определяется структурой межпланетного магнитного поля. Оказалось, что определяемая из наблюдений кривая изменения ин­тенсивности космических лучей (с энергией в сотни и тысячи мегаэлектрон-вольт) может быть объяснена диф­фузией этих частиц в межпланетном пространстве. Вме­сте с тем определенную роль в распространении косми­ческих лучей в пространстве играет и регулярное спи­ральное межпланетное магнитное поле. Установлено, что космические лучи от вспышек, расположенных на за­падной полусфере Солнца, доходят до Земли быстрее, чем от вспышек восточной полусферы. Это связано с тем, что космические лучи быстрее распространяются вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля, чем поперек их.

Мы уже говорили, что при очень больших вспышках общая энергия космических лучей оценивается в 1032 эрг. Чем слабее вспышка, тем меньше величина энергии ча­стиц космического излучения, генерированного во вспышке, и меньше потоки этих частиц. Распределение частиц по энергии имеет чаще всего степенной вид с показателем спектра у, меняющимся в широких преде­лах — от 2 до 5. Для космических лучей с энергией около 10 МэВ чаще принимается экспоненциальный за­кон распределения частиц по энергиям.

Потоки частиц космических лучей от вспышек дости­гают очень больших величин. Так, поток частиц с энер­гией больше 100 Мэ,В при некоторых вспышках в ты­сячи раз превосходит уровень «фона» галактических кос­мических лучей. Такие потоки представляют большую опасность для космонавтов, если они не находятся под «защитой» магнитного поля Земли (частицы с энергией 108 эВ могут достигнуть верхних слоев атмосферы лишь на геомагнитной широте больше 64°). Потоки частиц с энергией в десятки мегаэлектрон-вольт иногда в 1 млн. раз превосходят «фон» галактических космических лу­чей и также представляют собой значительную опас­ность для космонавтов при полетах космических кораб­лей вне магнитосферы Земли.

Для построения теории генерации космических лу­чей и процессов, происходящих во вспышках, большой интерес представляют данные о генерации во время вспышки гамма-квантов и нейтронов. Эти частицы не­избежно возникают при взаимодействии космических лу­чей с ядрами атомов атмосферы Солнца. Измерение по­токов таких частиц могло бы дать полезную информа­цию об этих процессах, однако до настоящего времени не удалось уверенно зарегистрировать потоки нейтронов во время вспышек. В какой-то степени это, видимо, объ­ясняется тем, что свободные нейтроны, не являясь ста­бильными частицами, распадаются на пути от Солнца к Земле, а следовательно, потоки их заметно ослабева­ют при подходе к окрестностям Земли. В связи с этим следует отметить очень интересные результаты, кото­рые были получены во время вспышек 4 и 7 августа 1972 г. американскими специалистами с помощью аппа­ратуры, помещенной на спутнике «ОСО-7». Они измери­ли во время этих вспышек поток солнечных гамма-кван­тов с энергиями от 0,5 до — 6 МэВ. Оказалось, что в спектре гамма-излучения этих вспышек присутствует ряд линий и, в частности, линии дейтерия. Этот результат дает надежду, что дальнейшие измерения гамма-кван­тов от солнечных вспышек позволят получить много цен­ной информации.