СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ

Еще более сильное выражение солнечной активности дают солнечные вспышки. Так называют внезапные усиления яркости части факельного поля на хромосферном уровне (рис. 47), что дает возможность для их наблюдений в лучах На, К и некоторых других хромосферных линий. Однако особенно сильные вспышки бывают видны и в интегральном свете, как значительное местное увеличение яркости фотосферы, свидетельствующее о возрастании температуры. Такие «белые» вспышки наблюдались за 113 лет (начиная с 1 сентября 1859 г., когда необычайно яркую вспышку видели Кэррингтон и Ходжсон, и кончая вспышкой 7 августа 1972 г., наблюдавшейся многими наблюдателями) всего 18 раз. Специально организованные наблюдения увеличили это число до 60.

Обычно вспышка появляется рядом с полутенью. В спектре ее наблюдается множество эмиссионных линий, а линия Не появляется даже в абсорбции, что говорит о достаточно большом числе сильно возбужденных атомов Не. Наличие непрерывного спектра говорит о значительной оптической толщине горячих газов. По-видимому, запрет конвекции в соседнем пятне здесь сменяется условиями, благоприятными для выноса тепла из больших глубин.

Впрочем, возможен и другой механизм нагрева.

Сила хромосферных вспышек оценивается баллами 1,2, 3. Самые сильные имеют балл (в последнее время употребляется 4); вместе с тем они — самые продолжительные: в среднем они длятся 3 часа, но бывают и затяжные — до 7 часов. В них яркость линий и CaII К может возрасти в десятки раз против нормы.

Рис. 47. Солнечная вспышка, наблюдавшаяся в хромосфере в линии На на Байкальской астрофизической обсерватории 24 июля 1981 г.

Во время самой активной фазы яркость На превышает яркость соседнего места непрерывного спектра в три раза, а ширина ее вместо обычной (около 1 А) может достигнуть 15 А. Площадь, охватываемая большой вспышкой, превосходит 0,001 видимого полушария (рис. 47). Такие вспышки, впрочем, очень редки и случаются только в годы максимума солнечной активности. Гораздо чаще наблюдаются слабые вспышки, длящиеся 5—40 минут, с площадью размером около 0,0002 площади видимого полушария.

Здесь превращение линии На в эмиссионную происходит лишь в самой активной фазе вспышки, а в остальное время абсорбционная лишь «залита» эмиссией, но не полностью.

В тех редких случаях, когда вспышка наблюдается у самого края солнечного диска, можно оценить высоту слоя, где она разыгрывается; два таких случая привели к высоте 16 000 и 7300 км.

Верхней своей частью вспышка входит в корону, нижняя ее часть может быть вполне оторвана от фотосферы. Обычно вспышку на диске с некоторым запаздыванием сопровождает выброс узкого темного волокна в направлении, радиальном относительно пятна, притом достаточно далеко от последнего. Скорость выброса может достигнуть 500 км/с, так что абсорбционная линия На, возникающая в выброшенных газах, сильно смещается эффектом Доплера от своего нормального положения (рис. 48). Если выбросы происходят на краю диска, то видны узкие, вроде столбов (рис. 49), протуберанцы «типа выброса» (так называемые surge). Но существование выбросов очень кратковременно, 10—20 минут.

От выбросов следует отличать чрезвычайно яркие хромосферные «точки», или «бомбы», известные уже давно и получившие в спектральных наблюдениях свое второе рождение под названием «усы» (А. Б. Северный). Явление состоит в следующем: в активных областях нередко появляются очень небольшие (диаметром до 0,5") и очень яркие точки. Обычно неспокойствие земной атмосферы размазывает такую точку, а если она попадает на щель спектрографа, то из-за дрожания и расплывания изображения она не оставит в спектре никаких особенных следов. Зато в минуты хороших изображений «бомбы» дают в спектре, в окрестностях линий На и К, резкие эмиссии — «усы», ширина которых поперек дисперсии определяется размерами «точки», а длина вдоль дисперсии достигает в шкале длин волн 10—15 А. В данном случае мы имеем дело с необычайно расширенной эффектом Доплера — Физо эмиссионной линией На, что указывает на очень бурное движение водородных масс внутри бомбы со скоростями до 1000 км/с.

Можно подсчитать количество энергии, выделяющейся за время существования подобной «бомбы». Она соответствует 30 млн кВтч или мощности в 360 млн кВт. При малом объеме «бомбы» это очень

Рис. 48. Спектр выброса в линии На (позитив). У отдельных частей выброса скорость была столь велика, что благодаря эффекту Доплера абсорбционная линия совершенно отделилась от нормального положения много, и потому иногда рассматривают «бомбы» как свидетельство существования термоядерных реакций не только в недрах Солнца (см. также с. 298).

Вспышки представляют собой мощные нарушения нормальной жизнедеятельности Солнца, сопровождаемые усилением излучения не только в оптическом диапазоне, но и в ультрафиолетовой и рентгеновской областях, а также в радиочастотах. Существенный вклад в разъяснение дает рентгеновское излучение. Временной ход рентгеновского излучения 1—8 А в общих чертах похож на изменение интенсивности в линии На. Максимальная интенсивность этого всплеска используется как характеристика мощности всего процесса (вместо балла вспышек).

Рис. 49. Солнечный край с изображением радиально расходящихся протуберанцев «тнпа выброса» (surge). Выбросы кажутся исходящими из точки, лежащей под поверхностью Солнца. Фотография в лучах На 24 июля 1958 г.

Однако на фазе роста потока этого излучения в ряде случаев можно выделить импульсный всплеск. При переходе к более жесткому рентгеновскому излучению остается свечение только в этот период времени, называемый жесткой фазой (рис. 50). Этот же импульс прослеживается в сантиметровом радиоизлучении и других диапазонах электромагнитного излучения. Отчетливо жесткая фаза выделяется примерна у 10 % всех вспышек, как правило, довольно мощных; весь импульс жесткого излучения, длящийся около 100 с, распадается в свою очередь на 3—10 «элементарных» всплесков.

Вся совокупность внеатмосферных данных позволяет составить следующее представление о вспышках. В некоторой точке, располагающейся в верхней атмосфере (хромосфере или нижней короне), происходит первичное мощное выделение энергии в виде тепла и ускорения частиц, в основном появление большого числа электронов с энергиями 10—100 кэВ. Поток этих частиц и тепла распространяется вдоль трубки — вдоль магнитного поля — и близ обоих ее оснований вторгается в плотные хромосферные слои.

Это приводит к образованию двух ярких точек (в линии На и других диапазонах спектра) по обе стороны от линии, где перпендикулярная поверхности компонента магнитного поля обращается в нуль (ранее расположение вспышек по обе стороны от этой нейтральной линии отмечалось А. Б. Северным).

Процесс довольно быстро охватывает ряд трубок (см. рис. 46). Геометрия конфигурации магнитных полей обычно весьма сложна, поэтому два волокна вспышки, параллельные нейтральной линии, наблюдаются лишь в особом классе мощных двухленточных вспышек; обычно ленты изгибаются, дробятся и т. д., обуславливая всю причудливость индивидуальных событий, наблюдаемых в хромосферных линиях.

Во вторичных процессах, развивающихся близ основания арок при вторжении пучка частиц и потоков тепла в хромосферу, оказывается очень существенным движение плазмы. От места вторжения пучка в плотные слои вверх и вниз идут две ударные волны с большим скачком плотности, связанным для первой волны с высокой теплопроводностью, для второй — с эффективным излучением плотной плазмы (рис. 51). Предсказываемый в период жесткой фазы отток горячего газа вверх был подтвержден в 1980 г. обнаружением синей компоненты линий . Основные особенности профиля линии На в ярких точках находят свое объяснение в этой модели, причем протяженность источника по высоте составляет всего 10 км. Для проведения рентгеновских наблюдений и развития теории это предположение, вытекающее из анализа бальмеровских линий, казалось очень странным.

Рис. 50. Изменения радио-, и рентгеновского излучения в разных фазах вспышки. Цифрами I. II, III обозначены фазы вспышки: 1 — предвспышечный нагрев; II — жесткая фаза; 111 — «горячая» (главная) фаза; а — коротковолновое , б — длинноволновое рентгеновское излучение, в — радиовсплеск в сантиметровом диапазоне, г — излучение в линии

Заметим, что заполнение системы петель плазмой с млн Кельвинов идет постепенно и заканчивается к концу жесткой фазы, затем область охлаждается из-за излучения и потока тепла вниз. Линия На вблизи основания арок в это время (в период «горячей» фазы) излучается, но возмущение не затрагивает глубоких плотных слоев. Возможно, что после окончания жесткой фазы еще некоторое время происходит выделение энергии.

Происхождение первичного процесса, безусловно, связано с превращением магнитной энергии в иные формы.

Магнитное давление, особенно сильное в области крупных магнитных неоднородностей, увлекает и сжимает плазму, которая сопротивляется сжатию до состояния равенства газового и магнитного давлений. У нейтральной поверхности возникает тонкий плазменный слой (sheet), в котором течет электрический ток, плотность которого определяется законами электродинамики. Ток, встречая сопротивление, нагревает плазму. Но первоначально нагрев идет медленно, так как плазма — хороший проводник. Увеличение ее сопротивления может происходить при дальнейшем уменьшении толщины слоя, чему препятствует то же газовое давление. По периферии сжимающегося слоя может происходить некоторое «выдавливание» плазмы. Рост сопротивления при этом вызывает растущее выделение джоулева тепла и ускорение аннигиляции магнитного поля. Сближение противоположных по знаку магнитных полей возрастает.

Теоретически возможны далее два пути. Либо образуются две ударные волны, идущие навстречу друг другу, и там, где они встретились, температура может подняться до миллионов Кельвинов. Другой путь, несколько более сложный, состоит в том, что при некоторых условиях в плазме возникают так называемые ионнозвуковые и плазменные волны, из-за которых вещество в слое приобретает бурную турбулентность, запутывающую движение электронов. Вместо упорядоченного потока электроны начинают двигаться хаотически, что быстро увеличивает сопротивление, а с ним — нагрев плазмы.

Рис. 51. Вертикальный разрез вспышки (схема)

Часть слоя (sheet), примыкающая к хромосфере, оказывается отделенной магнитным полем от верхней части. В ней разыгрываются описанные выше явления, характерные для хромосферной вспышки, свойственные весьма нагретой плазме. Верхняя же часть в форме плазменного сгустка выбрасывается в корону, а в особых случаях извергается в межпланетное пространство в форме комка плазмы с ее магнитным полем.

Вовлеченная во вспышку хромосфера нагревается незначительно. В радиоволнах длиной 4,3 мм, исходящих, как мы видели выше (см. § 5), из хромосферы, яркостная температура во время вспышки достигает всего 14 000 К (сравнительно с 7000 К в спокойных частях диска). Энергия большой вспышки порядка из которой лишь 20 % приходится на оптический диапазон. Но объем видимой вспышки равен , что близко к тепловой энергии во вспышечной петле .