ВСПЫШКИ НА СОЛНЦЕ

Вспышки на Солнце - ВСПЫШКИ НА СОЛНЦЕ представляют собой самое мощное из всех проявлений солнечной активности. Энергия большой солнечной вспышки достигает 1032 эрг, что приблизительно в 100 раз превышает тепловую энергию, к-рую можно было бы получить при сжигании всех разведанных на Земле запасов нефти и угля. Эта гигантская энергия выделяется на Солнце за неск. мин. и соответствует средней за этот период мощности ~ 1029 эрг/с. В отдельные моменты времени, в частности во время взрывной, или импульсной, фазы развития, мощность может быть ещё в неск. раз больше. Однако, как легко заметить, мощность вспышки не превышает сотых долей процента от мощности полного излучения Солнца ~4.1033 эрг/с (см. Солнечная постоянная). Поэтому при вспышке не происходит заметного увеличения светимости Солнца. Лишь самые большие В. на С. можно заметить в белом свете (оптич. континууме). Обычно В. на С. наблюдаются как значит. увеличения яркости участков поверхности Солнца в свете хромосферных линий (см. Солнечная хромосфера), в частности в линии водорода Нa. Как следствие этого факта, на протяжении многих лет широко использовался термин "хромосферная вспышка", к-рый, однако, не соответствует сущности этого интереснейшего явления в атмосфере Солнца. Характерная особенность В. на С. состоит в том, что осн. часть её энергии выделяется в виде кинетич. энергии выбросов вещества, движущихся в короне и межпланетном пространстве со скоростями до 1000 км/с, энергии жёсткого эл.-магн. излучения и потоков ускоренных до гигантских энергий (иногда десятки ГэВ) частиц (см. табл.). Радиоизлучение вспышки, в отличие от излучения спокойного Солнца (см. Радиоизлучение Солнца), также свидетельствует о наличии ускоренных частиц и о нетепловом характере главного вспышечного процесса или, как часто говорят, механизма вспышки. Характерные значения полной энергии e (эрг) и мощности F (эрг.с-1), выделяемых в различных каналах для больших и малых солнечных вспышек     Самые большие вспышки Субвспышка e F e F Излучение мягкое рентгеновское и ультрафиолетовое (3-5).1031 (3-5).1028 (1-3).1029 (1-3).1027 оптически непрерывное (1-3).1031 (1-3).1028 (?) (?) в линии Ha (1-3).1030 (1-3).1027 1026 3.1023 жесткоё рентгеновское (3-5).1026 (3-5).1023 (1-3).1024* (1-3).1022 гамма- (1-3).1025 (1-3).1022 (?) (?) радио- ~ 1024 ~1021 1022 1020 Ускоренные частицы: электроны ( Ё20 кэВ) (3-5).1031 (3-5).1028 1027* 1025 протоны( Ё20 Мэв) (1-3).1031 (1-3).1028 (?) (?) Гидродинамические движения плазмы межпланетные выбросы и ударные волны (1-3).1032 - - движения над хромосферой 1032 1029 1029 1026 * Для подавляющего большинства субвспышек отсутствует Излучение В. на С. наблюдается в широком диапазоне - от километровых радиоволн до жёстких гамма-лучей - с помощью наземных, спутниковых и межпланетных станций. Одновременно осуществляется непосредств. детектирование ускоренных во вспышках электронов, протонов, ядер более тяжёлых элементов и выбрасываемой в межпланетное пространство плазмы, а также вторичных ионосферных и геомагн. эффектов. Исследование В. на С. имеет и прямое практич. значение. Известно, что В. на С. оказывают сильное воздействие на ионосферу, вызывая нарушения радиосвязи, работы радионавигац. устройств и т. д. Вспышки существенно влияют на состояние околоземного космич. пространства. В связи с пилотируемыми космич. полётами возникла серьёзная задача защиты космонавтов от ионизирующего излучения вспышек и заблаговрем. прогнозирования возможной радиац. опасности. Наконец, имеются свидетельства сильного влияния вспышечной активности на погоду и состояние биосферы Земли (см. Солнечно-земные связи). Рис.1 Вспышка на Солнце. На протяжений многих десятилетий наблюдения В. на С. велись только в видимом диапазоне эл.-магн. излучения, гл. обр. в линии Нa. Накопленный за это время огромный материал позволил установить закономерности развития вспышки в хромосфере и, что особенно важно для понимания механизма вспышки, её тесную связь с магн. полями на поверхности Солнца. Обычно большая вспышка наблюдается как увеличение яркости хромосферы, к-рое охватывает большую площадь (иногда до 10-3 площади видимой полусферы Солнца) в виде двух вспышечных лент (рис. 1). Как правило, эти ленты расположены в областях магн. полей противоположной полярности на фотосфере. Уже первые внеатмосферные наблюдения на ракетах и спутниках показали, что В. на С., если иметь в виду её главный процесс, представляют собой специфически корональное, а не хромосферное явление. Это следует уже из относительно сильного рентг. и УФ-излучения вспышки (см. табл.). Оптич. излучение В. на С., скорее всего, возникает как вторичный эффект вдали от сердцевины вспышки, точнее говоря, в основаниях петель, дающих рентг. и УФ-излучение. Петли образуют своеобразные аркады и, по-видимому, явл. наиболее заметной наблюдаемой частью источника энергии вспышки.. Т. о., Нa-излучение, к-рое было исторически выбрано в качестве первоначального признака и положено в основу классификации В. на С., представляет собой лишь побочное явление. Рис. 2. Модель магнитного поля четырёх пятен попарно противоположной полярности. Магнитные потоки разделены поверхностью, состоящей из двух куполов. Предельная силовая линия является общей для этих потоков (жирная линия). Она спускается к фотосфере в нулевых точках X1 и X2. Пунктир - нейтральная линия фотосферного магнитного поля. Рис. 3. Формирование токового слоя на нулевой линии магнитного поля: а - силовые линии магнитного поля в окрестности нулевой линии Х-типа, которая перпендикулярна плоскости рисунка; Е - электрическое поле, направленное вдоль нулевой линии; б - токовый слой (жирная линия), образующийся на нулевой линии. Совр. наблюдения и базирующиеся на них теоретич. модели свидетельствуют в пользу предположения, что главный вспышечный процесс обусловлен накоплением и последующим быстрым выделением свободной магн. энергии в верхней хромосфере и нижней короне. Под свободной здесь понимается магн. энергия, избыточная по сравнению с энергией потенциального (магн. поле потенциально вне области, занятой его источниками) магн. поля, имеющего те же источники (солнечные пятна, фоновые магн. поля) в фотосфере. Иными словами, свободная энергия активной области связана с токами, текущими в атмосфере Солнца над уровнем фотосферы (это есть энергия взаимодействия токов с магн. полем), а процесс вспышки есть процесс быстрого изменения этих токов. Возникновение избытка магн. энергии (и порождающих его токов над фотосферой) может осуществляться различными путями. Возможен, напр., такой. Медленные движения источников (токов) под фотосферой непрерывно изменяют потенциальное магн. поле в атмосфере Солнца. В нек-рый момент оно может стать достаточно сложным - в нём может появиться т. н. предельная силовая линия. Она явл. общей для неск. независимых магн. потоков (рис. 2). Через предельную линию происходит перераспределение магн. потоков, к-рое необходимо для того, чтобы магн. поле имело наименьшую энергию, т. е. оставалось потенциальным при изменении его источников на фотосфере. Однако с момента появления такой линии электрич. поле, индуцируемое изменениями магн. поля, вызывает вдоль неё ток. Последний из-за взаимодействия с магн. полем принимает форму токового слоя (рис. 3). В условиях высокой проводимости солнечной плазмы токовый слой препятствует перераспределению магн. потояов. В результате в верхней хромосфере и короне происходит накопление энергии в виде магн. энергии токового слоя. Трём стадиям развития токового слоя в рамках модели, предложенной советским астрофизиком С. И. Сыроватским, можно поставить в соответствие три фазы В. на С.: начальную, взрывную и горячую. Рис. 4. Стадии развития токового слоя (жирная линия) в атмосфере Солнца. Сплошные линии - магнитное поле полюсов N, N1, N2, S, штриховые - движение плазмы с вмороженным магнитным полем: а - квазистационарный предвспышечный токовый слой с кулоновской проводимостью; б - быстрая перестройка (разрыв) токового слоя - взрывная фаза вспышки; в - квазистационарное магнитное пересоединение в области аномального сопротивления - горячая фаза вспышки. Начальная фаза - сравнительно длительная (часы или даже десятки часов) стадия возникновения и формирования (расширения) токового слоя. На этой стадии, по-видимому, преобладает джоулев нагрев плазмы током в слое. В принципе, на этой стадии возможно установление квазистационарного режима, когда ширина слоя увеличивается настолько, что скорость диссипации магн. поля в нём останавливает дальнейший рост магн. энергии, а джоулев нагрев плазмы в слое оказывается уравновешенным; потерями энергии на излучение (рис. 4,а). Через нек-рое время из-за действия ряда неустойчивостей такой баланс энергии нарушается, и начинается существенно нестационарная стадия развития токового слоя. Рис. 5. Действие магнитного поля на токовый слой в области аномального сопротивления. Силовые линии магнитного поля, проникая внутрь слоя, приобретают форму петель, которые, подобно упругим нитям, стремятся разорвать токовый слой. Жирные стрелки - направления выброса плазмы. Взрывная фаза представляег наибольший интерес, поскольку за короткое время (секунды - десятки секунд) при разрыве токового слоя выделяется огромная энергия, запасённая в его магн. поле. Эта энергия выделяется в виде энергии гидродинамич. течений (разрыв слоя сопровождается быстрыми движениями плазмы), мощных потоков тепла из области разрыва токового слоя и в виде энергии ускоренных частиц. Причиной разрыва токового слоя явл., возможно, тепловая неустойчивость, к-рая приводит к цепочке кинетич. явлений: быстрому нагреву электронов плазмы, возбуждению той или иной плазменной неустойчивости (см. Неустойчивости плазмы) и переходу слоя в турбулентное состояние. При этом резко увеличивается электрич. сопротивление токового слоя (см. Плазменная турбулентность). Появление в нек-рой части токового слоя области высокого или аномального сопротивления приводит к быстрой диссипации тока и, соответственно,- к проникновению магн. поля через токовый слой. Последнее явление сопровождается пересоединением силовых линий магнитного поля (рис. 4,6), в силу чего оно получило название - магнитное пересоединение. Возникает сильное магнитное поле поперёк токового слоя, которое создаёт магнитную силу, стремящуюся разорвать токовый слой (рис. 5). Под действием этой силы плазма выбрасывается из области слоя с большой скоростью. Горячая фаза вспышки соответствует стадии существования высокотемпературной корональной области магн. пересоединения (рис. 4, в, пунктир). Здесь главным каналом выделения энергии явл. джоулев нагрев плазмы с аномальным сопротивлением. В охлаждении такого высокотемпературного турбулентного токового слоя играют важную роль насыщенные тепловые потоки. Итак, источник энергии вспышки -токовый слой - расположен на предельной силовой линии магн. поля в короне. Потоки тепла и ускоренных частиц распространяются вдоль магн. силовых линий и вызывают нагрев хромосферы по разные стороны от нейтральной линии фотосферного магн. поля. Так образуются вспышечные "ленты", наблюдаемые в Нa (рис. 1) и др. хромосферных линиях. Сама нейтральная линия фотосферного поля остаётся тёмной, т. к. потоки энергии к ней не поступают. Это обусловлено тем, что она почти всегда не связана силовыми линиями с токовым слоем. Наличие неск. каналов освобождения энергии в токовом слое - теплота, излучение, гидродинамич. течения плазмы, ускоренные частицы - определяет большое многообразие физ. процессов, вызываемых В. на С. в атмосфере Солнца, напр, тепловые и ударные волны, радио- и жёсткое рентг. излучение ускоренных электронов, ядерные реакции и порождаемое ими g-излучение. Разным процессам выделения энергии соответствуют различные характерные времена и мощности, что наряду с др. факторами (пространственная неоднородность токового слоя, неодновременность эволюции различных его частей, конфигурация реального магн. поля и т. д.) приводит к сложной картине В. на С. и их богатому разнообразию. Лит.: Проблемы солнечной активности и космическая система "Прогноз", под ред. С. Н. Вернова, М., 1977; Зирин Г., Солнечная атмосфера, пер. с англ., М., 1969; Сыроватский С. И., Ключевые вопросы теории вспышек, "Изв. АН СССР. Серия физич.", 1979, т. 43, 4, с. 695-707; Сомов Б. В., Сыроватский С. П., Физические процессы в атмосфере Солнца, вызываемые вспышками, "УФН", 1976, т. 120 в. 2, с. 217-57; Сомов Б. В., Быстрое магнитное присоединение и транзиентные явления с ускорением частиц в солнечной короне, "Изв. АН СССР. Серия физич.", 1981 т. 45, 4, с. 576-78; Priest E. П., Solar magnetohydrodynamics, Dordrecht - Boston, 1982. (Б.В. Сомов)