к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А   Б   В   Г   Д   Е   Ж   З   И   К   Л   М   Н   О   П   Р   С   Т   У   Ф   Х   Ц   Ч   Ш   Э   Ю   Я  

Солнце

  1. Общая информация о Солнце
  2. Внутреннее строение Солнца
  3. Атмосфера Солнца
  4. Магнитные поля Солнца
  5. Излучение Солнца

Общая информация о Солнце

Солнце - газовый, точнее плазменный, шар. Радиус Солнца 8050-33.jpg см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса Солнца 8050-34.jpg г, т. е. в 333000 раз больше массы Земли. В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Ср. плотность солнечного вещества 1,41 г/см3, что составляет 0,256 ср. плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе 68% водорода, 30% гелия и ок. 2% др. элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности Солнца g = 2,7*104 см/с2. Вращение Солнца имеет дифференц. характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4° за 1 сут), чем высокоширотные зоны (10° за 1 сут у полюсов). Ср. период вращения Солнца 25,38 сут, скорость вращения на экваторе ок. 2 км/с, энергия вращения (определённая по вращению поверхности) составляет 2,4-1042 эрг. Мощность излучения Солнца - его светимость8050-35.jpg эрг/с (3,86*1026Вт). Эффективная температура поверхности Тэ = 5830 К. Солнце относится к звёздам-карликам спектрального класса G2. На диаграмме спектр - светимость (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) Солнце находится в средней части главной последовательности, на которой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости в течение миллиардов лет. Солнце имеет 9 спутников-планет, суммарная масса к-рых составляет всего лишь 0,13%, но на них приходится ок. 98% момента кол-ва движения всей солнечной системы.

Под действием гравитации Солнце, как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой температуры и плотности внутр. слоев Солнца. В центре Солнца темп-pa Т8050-36.jpg 1,6*107 К, плотность8050-37.jpg160 г/см3. Столь высокая темп-pa в центр. областях Солнца может поддерживаться длительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода. Эти реакции и являются осн. источником энергии Солнца.

При темп-pax, характерных для центра Солнца, осн. энергия излучения приходится на рентг. диапазон. Из центр. области Солнца до его поверхности эл--магн. излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ~1 млн. лет, при этом спектр существенно изменяется (путь, приблизительно в 200 раз больший, - от Солнца до Земли - свет проходит за время8050-38.jpg 8 мин).

В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерных реакций в центре Солнца, доходят до нас практически не поглощаясь. Методы нейтринной астрономии подтверждают наши преставления о ядерных реакциях в центр. областях Солнца.

В недрах Солнца атомы (в осн. это атомы водорода) находятся в ионизов. состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано гл. обр. с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов (с их фотоионизацией). Однако таких элементов в недрах Солнца мало. Движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощение в ионизов. газе центр. области Солнца всё же относительно мало. По мере удаления от центра Солнца темп-pa и плотность газа падают, и на расстояниях, больших 0,7-0,88050-39.jpg, уже могут существовать нейтральные атомы (в более глубоких слоях - атомы гелия, ближе к поверхности Солнца - атомы водорода). С появлением нейтральных атомов (особенно многочисл. атомов водорода) резко возрастает поглощение, связанное с их фотоионизацией. Перенос энергии излучением сильно затрудняется. Включается др. механизм переноса энергии - развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным (см. Конвективная неустойчивость). Протяжённость по высоте солнечной конвективной зоны8050-40.jpg 200 тыс. км. Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы - порядка 1 м/с, в тонком верх. слое они достигают 2 км/с.

Выше, в самых поверхностных слоях Солнца, энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от Солнца к внеш. наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое - фотосфере, имеющей толщину (1/2000)8050-41.jpg км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное оптич. излучение фотосферы (близкое к излучению абсолютно чёрного тела с температурой ок. 6000 К). верх. часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающим слоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда называют фраунгоферовыми линиями. Практически вся энергия излучения Солнца заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 15008050-42.jpg до 0,5 см.

В радиодиапазоне и КВ-области спектра излучение существенно отличается от фотосферного. В радиодиапазоне оно остаётся непрерывным, однако его яркостная температура Tb, начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне8050-43.jpg К, при8050-44.jpg = 1 см8050-45.jpg 10000 К и монотонно возрастает до 106 в диапазоне от 3 до 100 см. Это объясняется тем, что внешние разреженные части солнечной атмосферы - хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачными в радиодиапазоне и с увеличением длины радиоволн излучение поступает к нам от всё более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значит, изменения, как медленные, так и более быстрые (всплески). Последние связаны с нетепловыми плазменными процессами.

При темп-pax ~ 104 К (хромосфера) и 106 К (корона), а также в переходном слое с промежуточными температурами появляются ионы разл. элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленны в КВ-части спектра8050-46.jpg . Спектр в этой области состоит из отд. эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода8050-47.jpg и линия нейтрального8050-48.jpg и ионизованного8050-49.jpg гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в неск. раз в течение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Физ. характеристики разл. слоев приведены на рис. 1 (условно выделена ниж. хромосфера толщиной 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верхней атмосферы Солнца (хромосферы и короны) может быть обусловлен механич. энергией, переносимой волнами, возникающими в верх. части конвективной зоны, и диссипацией (поглощением) энергии электрич. токов, генерируемых магн. полями.
8050-50.jpg

Рис. 1. Физические характеристики слоев Солнца;8050-51.jpg - плотность, Т - температура, р - давление, я - число частиц в 1 см3. Толщина фотосферы и хромосферы на рисунке несколько преувеличена.

С существованием на Солнце поверхностной конвективной зоны связан ещё ряд явлений. Ячейки самого верх. яруса конвективной зоны наблюдаются на поверхности Солнца в виде гранул. Более глубокие крупномасштабные движения во 2-м ярусе зоны проявляются в виде ячеек сверхгрануляции и хромосферной сетки. Имеются основания считать, что конвекция в ещё более глубоком слое наблюдается в виде гигантских структур - ячеек с большими, чем сверхгрануляция, размерами.

Большие локальные магн. поля в зоне8050-52.jpg30° от экватора приводят к развитию т. н. активных областей с входящими в них пятнами. Число активных областей, их положение на диске и полярности пятен в группах меняются с периодом8050-53.jpg 11,2 года. В период необычайно высокого максимума (1957-58) активность затрагивала практически весь солнечный диск. Кроме сильных локальных полей на Солнце имеется более слабое крупномасштабное магн. поле. Это поле меняет знак с периодом ок. 22 лет и близ полюсов обращается в нуль в максимуме солнечной активности, м. А. Лившиц.

Внутреннее строение Солнца

Элементы тяжелее гелия составляют ок. 0,1% (по числу атомов) и присутствуют на Солнце примерно в тех же пропорциях, что и на Земле. Это свидетельствует об их общем происхождении (см. Происхождение Солнечной системы ).Геология, данные, основанные на свойствах радиоактивных элементов в земной коре, показывают, что Земля отвердела 4,5*109 лет назад. Следовательно, и возраст Солнца должен быть больше. Известно также, что поток энергии от Солнца не изменился существенно за последние 109 лет.

Светимость Солнца обеспечивается энергией, освобождающейся в термоядерных реакциях превращения водорода в гелий, к-рые протекают в его центральной, наиб. горячей области - ядре. Термоядерный источник способен поддерживать Солнце в равновесном, почти неизменном состоянии длит. время - ок. 1010 лет; при отсутствии этого источника Солнце могло бы светить лишь за счёт собств. гравитац. энергии, освобождающейся при медленном сжатии, но только в течение времени порядка8050-54.jpg лет.

Превращение водорода в гелий происходит гл. обр. в водородном цикле и частично в углеродно-азотном цикле. В конце этих циклов группы из четырёх протонов превращаются в ядра гелия. Поскольку масса ядра гелия меньше суммарной массы исходных протонов на 0,7%, то в каждом цикле выделяется энергия8050-55.jpg8050-56.jpg МэВ (8050-57.jpg - масса протона) в виде8050-58.jpg-излучения (8050-59.jpg26,2 МэВ) и двух нейтрино (8050-60.jpg0,5 МэВ). Нейтрино очень слабо взаимодействуют с веществом и поэтому почти беспрепятственно выходят из солнечного ядра. Фотоны же эффективно поглощаются и переизлучаются веществом. Длина свободного пробега фотонов8050-61.jpg в центр. областях Солнца ~10-2 см. В результате излучение находится почти в термодинамич. равновесии с веществом. Это означает, что ср. энергия фотонов равна тепловой энергии частиц.

Перенос излучения ,наружу носит диффузионный характер, при к-ром фотоны многократно поглощаются и переизлучаются. Величина потока лучистой энергии внутри Солнца прямо пропорциональна градиенту температуры и обратно пропорциональна коэф. непрозрачности8050-62.jpg (8050-63.jpg - плотность вещества), характеризующему способность газа поглощать и рассеивать излучение. Однако не на всём пути от центра к поверхности солнечная энергия переносится излучением. На расстоянии примерно 0,78050-64.jpg от центра вещество становится конвективно неустойчивым, и выше этого уровня энергия переносится преим. турбулентными потоками вещества. В конвективной зоне темп-pa невелика по сравнению с температурой ядра. В результате увеличивается число электронов, находящихся в связанных состояниях в атомах водорода и др. элементов. Это ведёт к увеличению непрозрачности газа, большему сопротивлению диффузии излучения и возрастанию градиента температуры. Конвективная неустойчивость наступает, если абсолютное значение градиента температуры станет больше нек-рой критич. величины, называемой адиабатич. градиентом. Скорости конвективных потоков возрастают номере продвижения к поверхности от ~103см/с до 105 см/с. Вблизи поверхности Солнца на расстоянии 0,9998050-65.jpg эффективность конвективного теплопереноса резко надает вследствие низкой плотности вещества. Здесь энергия вновь переносится излучением. Вероятно, этот верх. слой конвективной зоны ответствен за наблюдаемую грануляц. структуру поверхности Солнца.

Эволюция Солнца определяется изменением его хим. состава в результате термоядерных реакций. Согласно расчётам, ныне в ядре доля водорода по массе ок. 35%, тогда как в начале эволюции, судя по поверхностным слоям, в к-рых термоядерные реакции не происходят, водород составлял ок. 73%. Превращение водорода в гелий постепенно увеличивает ср. молекулярный вес вещества, поэтому равновесие в солнечном ядре поддерживается при всё более высоких температуре и плотности. Поскольку скорости термоядерных реакций быстро увеличиваются с ростом температуры, то, несмотря на уменьшение содержания водорода, выделение энергии внутри Солнца возрастает. Следовательно, с возрастом светимость Солнца несколько увеличивается. В ходе эволюции центр. ядро сжимается, а оболочка расширяется; радиус Солнца при этом растёт.

Теория внутр. строения эволюции звёзд предсказывает, что, Солнце достигнет возраста 9*109 лет, водород в центр. ядре будет исчерпан и термоядерные реакции будут идти в окружающем ядро слое, к-рый расширяется со временем. На этой стадии эволюции длительностью8051-1.jpg5*108 лет существенно увеличится радиус Солнца и уменьшится эфф. темп-pa поверхности - Солнце станет красным гигантом (см. Красные гиганты и сверхгиганты] .Затем последует быстрая стадия (8051-2.jpg5-107 лет) горения гелия и более тяжёлых элементов, сопровождающаяся сбросом оболочки, после чего Солнце превратится в медленно остывающий белый карлик.

Для детального изучения внутр. строения Солнца строят модели Солнца и сравнивают их предсказания с данными наблюдений. Стандартная модель Солнца рассчитывается при следующих предположениях: Солнце является сферически-симметричным и находится в гидростатич. равновесии; Солнце находится в состоянии теплового равновесия, за исключением небольших изменений энтропии во время эволюции; изменения хим. состава обусловлены ядерными реакциями в водородном и углеродно-азотном циклах; вещество перемешивается только в конвективной зоне; Солнце было первоначально однородным по хим. составу и эволюционировало без изменения массы в течение 4,7*109 лет к совр. значениям радиуса и светимости.
Ур-ния, описывающие стандартную модель в переменной8051-3.jpg (масса внутри радиуса г), имеют вид:
8051-4.jpg8051-5.jpg

(условие гидростатич. равновесия);
8051-6.jpg

(ур-ние теплового баланса);
8051-7.jpg

(ур-ние теплопереноса в диффузионном приближении для лучистого переноса и в приближении пути перемешивания для конвективного переноса). Здесь Р - давление,8051-8.jpg - кол-во энергии, вырабатываемое 1 г вещества в 1 с, S - энтропия единицы массы,8051-9.jpg - коэф. лучистой теплопроводности,8051-10.jpg - постоянная Стефана - Больцмана, Nu - число Нуссельта, характеризующее эффективность конвективного теплопереноса,8051-11.jpg - характерный перепад температур в конвективных элементах; l - длина перемешивания, к-рая полагается пропорциональной шкале (характерной высоте) изменения давления Нp. К этим ур-ниям добавляются ур-ния состояния8051-12.jpg, S = S(P, Т, Хi), выражения для коэф. поглощения8051-13.jpg и скорости генерации энергии8051-14.jpg, где Xi - относит. содержание по массе элементов с атомным номером i. Ур-ния состояния в первом приближении такие же, как для идеального газа, но с учётом ионизации и возбуждения атомов, частичного вырождения электронного газа и электростатич. взаимодействия заряж. частиц. Для коэф. поглощения берётся среднее по частотам излучения значение. Скорость генерации энергии определяется вкладами отд. реакций водородного цикла и небольшой добавкой от реакций углеродно-азотного цикла. Ур-ния для изменения содержаний элементов имеют вид:
8051-15.jpg

где
8051-16.jpg

- вероятность на единицу времени образования ядра j из ядра i,8051-17.jpg - вероятность реакции синтеза8051-18.jpg,8051-19.jpg - сечение этой реакции, v - относит. скорость частиц i и8051-20.jpg, угл. скобки означают усреднение,8051-21.jpg - концентрация частиц i, N0 - число Авогадро, Аi - атомная масса. В расчётах вероятностей ядерных реакций учитываются поправки на электронное экранирование кулоновского потенциала ядер.

Ур-ния дополняются четырьмя граничными условиями. Поверхность модели соответствует эфф. температуре Солнца, Т = Тэ, поэтому первое граничное условие:8051-22.jpg = L при8051-23.jpg. Второе условие на поверхности получается из равенства давления Р при8051-24.jpg давлению, полученному путём интегрирования ур-ния гидростатич. равновесия в атмосфере. Два других граничных условия задаются в центре Солнца при Мr = 0: r = 0 и L = 0.

Эволюц. последовательности моделей Солнца рассчитывают начиная от стационарной, однородной по хим. составу модели, соответствующей нулевому возрасту на гл. последовательности, до модели совр. возраста8051-25.jpg = 4,7*109 лет, принимая во внимание изменения хим. состава, вызванные ядерными реакциями (см. Моделирование звёзд ).Варьированием двух параметров: нач. содержания гелия Х4 и8051-26.jpg получают для8051-27.jpg модель, радиус и светимость к-рой согласуются с наблюдаемыми величинами. Нек-рые характеристики стандартной модели приведены в табл. 1, 2 и на рис. 2.

Табл. 1.-Параметры Солнца согласно стандартной модели (Bachall et al., 1982)
8051-28.jpg

Табл. 2.-Параметры стандартной модели Солнца в зависимости от времени (Bachall et al., 1982)
8051-29.jpg

Тестом для моделей Солнца являются данные о внутр. строении Солнца, полученные путём измерения потока солнечных нейтрино и в результате наблюдений глобальных осцилляции Солнца.

Электронные нейтрино с энергиями8051-30.jpg МэВ, образующиеся в реакции8051-31.jpg водородного цикла, зарегистрированы в эксперименте Дэвиса (см. Нейтринная астрофизика). Измеренный поток нейтрино оказался существенно меньшим величины 7,88051-33.jpg0,9 SNU (1SNU = 10-36 захватов нейтрино на одну частицу детектора в 1 с - солнечная нейтринная единица), предсказанной на основе стандартной модели. Расхождение может быть связано как с неточностью описания внутр. строения Солнца стандартной моделью, напр. в случаях перемешивания вещества в солнечном ядре в ходе эволюции или пониж. содержания тяжёлых элементов в зоне лучистого переноса, так и с превращением электронных нейтрино в мюонные в результате слабого взаимодействия при распространении в плотном солнечном веществе (эффект Михеева - Смирнова). Разрешить проблему дефицита солнечных нейтрино можно путём регистрации низкоэнергичных нейтрино (8051-34.jpg МэВ), образующихся в первой реакции водородного цикла8051-35.jpg , при помощи галлиевого детектора. Их поток (согласно расчётам,8051-36.jpg107 SNU)практически не зависит от деталей внутр. строения Солнца, и поэтому, если измеренная величина окажется меньше расчётной, то это будет подтверждением гипотезы превращений нейтрино. В противном случае малый поток высокоэнергичных нейтрино связан с отличиями от стандартной модели, и тогда для их выяснения потребуются дополнит. нейтринные эксперименты с разл. детекторами. Измерения частот акустич. мод собств. колебаний Солнца показали, что строение оболочки (8051-37.jpg 1) хорошо описывается стандартной моделью. Надёжных данных о структуре ядра пока не получено (см. Солнечная сейсмология).
8051-32.jpg

Рис. 2. Стандартная модель внутреннего строения Солнца (Bachall et al., 1982). Плотность р, температура Т, светимость L и содержание водорода по массе X, представлены как функции радиуса r и массы Мr.

Литература о Солнце

  1. Сох J. P., Giuli R. Т., Principles of stellar structure, v. 1-2, N. Y. - L.- P., 1968;
  2. Гибсон Э., Спокойное Солнце, пер. с англ., М., 1977;
  3. Bachall J. N. и др., Standard solar models and the uncertainties in predicted capture rates of solar neutrinos, «Rev. Mod. Phys.», 1982, v. 54, p. 767;
  4. Bancall J. N. и др., Chlorine and gallium solar neutrino experiments, «Astrophys. J.», 1985, v. 292, p. L79;
  5. Михеев С. П., Смирнов А. Ю., Осцилляции нейтрино в среде с переменной плотностью, «УФН», 1986, т. 150, в. 4, с. 632.

А. Г. Косовичев.

Атмосфера Солнца

В атмосфере С., так же как и в атмосферах др. невырожденных звёзд (см. Звёздные атмосферы), выделяют три слоя: фотосферу, хромосферу (см. также Хромосферы звёзд)и корону (см. Солнечная корона, Короны звёзд). Наблюдаемое непрерывное излучение в оптич. диапазоне генерируется в слое протяжённостью ок. 300 км - солнечной фотосфере. Оно является тепловым и достаточно точно описывается в видимой и близкой ИК-области спектра функцией Планка с эфф. температурой Тэ = 5830 К. Темп-pa в фотосфере падает с высотой, что приводит к наблюдаемому потемнению диска С. к краю (где видны поверхностные слои), небольшому - в красных лучах и более сильному - в синих и ультрафиолетовых. Небольшие флуктуации температуры спокойной фотосферы в горизонтальном направлении связаны, вероятно, с проникновением в эти слои горячего газа - поднимающихся из более глубоких слоев конвективных потоков. Это солнечная грануляция - яркие ячейки неправильной формы (гранулы) диаметром ок. 1-2° (700-1400 км вдоль поверхности С.) с более тонкими тёмными промежутками между гранулами.

Плазма солнечной фотосферы с плотностью ок. 1017 см-3 является слабоионизованной (рис. 3). Падение температуры с высотой на нек-ром уровне останавливается; выше этой т. н. области температурного минимума - во внеш. атмосфере С. - темп-pa разреженного газа вновь возрастает до ~104 К в хромосфере и более чем до ~106 К в короне. Первые две тысячи км хромосфера остаётся сравнительно однородной: лишь часть плазмы оказывается заключённой в петельные структуры; выше хромосфера распадается на ряд отд. потоков - хромосферных спикул, достигающих высот 8-10 тыс. км. Диаметры спикул сравнимы с диаметрами гранул, скорость подъёма и опускания вещества в них8051-39.jpg 20 км/с.
8051-38.jpg

Рис. 3. Распределение температуры Т, концентрации нейтрального водорода п и свободных электронов пe в фотосфере и нижней хромосфере (h - высота в км).

Хромосфера с Т8051-40.jpg 10000 К является источником линейчатого излучения металлов, водорода и гелия. Линии наблюдаются в излучении за краем диска и в поглощении - в проекции на диск. Горизонтальная неоднородность хромосферы проявляется при наблюдениях в частотах линий8051-41.jpg водорода, Н и К ионизов, кальция и нек-рых других. наиб. характерной является хромосферная сетка: ячейки диам. 20-30 тыс. км, покрывающие весь диск. Газ в ячейках растекается от центра к периферии со скоростями 0,3-0,4 км/с. Происхождение хромосферной сетки связано с наличием конвективных движений масштаба - супер-, или сверхгрануляции. Из границ хромосферной сетки выбрасывается большее кол-во спикул, чем из центр. частей ячеек.

Переход от хромосферного газа с Т ~ 104 К к корональному с Т ~ 106 К происходит в каждой фиксиров. точке поверхности С. очень резко, на промежутке высот всего 10-100 км. Такой узкий слой формируется за счёт потока тепла из короны вниз.

Над хромосферой располагается оболочка разреженного горячего газа (корона). В первом приближении плотность газа падает при удалении от лимба по гидростатич. закону (с уменьшением плотности в е раз на расстоянии ок. 0,18051-42.jpg). Плотности в основании короны изменяются от ~109 см-3 в активных и до 6*107 см-3 в самых разреженных участках, т. н. корональных дырах.

Осн. часть вещества короны сосредоточена во внутр. короне (до расстояний 0,1-0,38051-43.jpg от лимба), причём не равномерно, а в отдельных корональных петлях (арках). Самые плотные и горячие арки располагаются в активных областях и близ них. Длина петли L, давление плазмы и темп-pa близ вершины связаны в первом приближении т. н. соотношением подобия Т ~8051-44.jpg Темп-pa плазмы в большинстве арок составляет 2 млн. К, плотности близки к 109 см-3. Как само происхождение арочной структуры, так и нагрев плазмы в арках связаны с влиянием магн. полей.

В нек-рых площадках на С. атмосфера на всех высотах заметно отличается от описанной выше атмосферы спокойного С. Само появление центров активности, или активных областей, происходит с определ. последовательностью во времени и по местоположению на С.

Темп-pa верх. части фотосферы активной области повышается на 100-300 К, более яркие гранулы объединяются в цепочки, хорошо видимые при их приближении к краю диска (факелы). Факелы часто окружают солнечные пятна (рис. 4), состоящие из тёмной тени и более близкой по яркости к фотосфере волокнистой полутени. Темп-pa тени пятен примерно на 1500 К ниже фотосферной. Хромосфера активной области - флоккул (яркое образование в свете центра сильных линий8051-46.jpg, Н и К Call) иногда оказывается пересечённой системой тёмных волоконец - фибрилл. Усиление яркости флокулла связано в осн. с повышением здесь плотности до 3 раз.
8051-45.jpg

Рис. 4.

В корональной конденсации число арок заметно возрастает. Обычная, или перманентная, корональная конденсация (8051-47.jpg см-3,8051-48.jpg К,8051-49.jpg) существует над большим центром активности всё время его жизни, т. е. до года. Неск. суток наиб. интенсивного развития центра активности в большинстве случаев являются экстремальными и для корональной конденсации плотности в арках достигают 1010 см-3, темп-pa в нек-рых из них повышается в неск. раз, развиваются сложные газодинамич. движения.

Кроме описанных выше стационарных образований в определ. моменты времени наблюдаются нестационарные явления, развивающиеся в короне и хромосфере. При солнечных вспышках газ в арочных системах нагревается до 20-30 млн. К, плотность повышается до 1010 см-3. В ряде случаев наблюдается выброс плазмы на расстояние до сотен радиусов С. (корональные транзиенты). В горячей короне иногда появляются холодные плотные облака (га = 10-10-1013 см-3, Т ~ 104 К) - солнечные протуберанцы.

Магнитные поля Солнца

На С. существует весьма сложная система магн. полей, изменяющаяся как во времени, так и в пространстве. В течение ряда лет вблизи минимума цикла активности высокие широты заполнены преим. слабыми полями одного знака (направления нормальной составляющей). В северном N и южном S полушариях знаки поля различны, так что картина там напоминает распределение полей диполя, помещённого в центре С. Каждые8051-50.jpg 11 лет происходит смена знака высокоширотных полей - переполюсовка диполя.

На более низких широтах8051-51.jpg также встречаются области, занимающие до ~50° по широте и долготе, преим. заполненные магн. образованиями одного знака. Ср. напряжённость этих униполярных полей сравнима с той, к-рая характерна для высоких широт - ок. 1 Э.

Локальные магн. поля появляются в областях диам. 100-300 тыс. км на широтах менее 35° и вызывают весь комплекс явлений, развивающихся в центре активности. Часто они представляют собой два «холма» поля противоположной полярности напряжённостью от сотен до тысяч эрстед. Наблюдается также мультиполярная структура этих образований. Если напряжённость поля в «холме» превышает 1400 Э, на фотосфере появляется тёмное образование - пора, для полей 2-4 тыс. Э - пятно. Поля в центр. части пятен - их тени - выходят примерно по нормали к поверхности, вне тени (в окружающем пятно факеле) быстро становятся практически горизонтальными. Магн. поток центра активности ср. размеров или большой группы пятен близок к 1022 Мкс, сильно развитого пятна - к 1021 Мкс.

Вынос магн. потока на поверхность наблюдается в виде небольших областей всплывающего потока. Весь процесс занимает от одного до неск. дней и происходит внутри или на периферии уже существующих активных областей либо на участках спокойного С. Область всплывающего потока биполярна и представляет собой систему протяжённых (до 30000 км) низких (высотой до 5000 км) арок. Самые малые из таких образований, называемые эфемерными областями, примерно за сутки проявляются и исчезают; магн. поток каждой из них8051-52.jpg 1020 Мкс. На диске в течение суток может появляться до 100 таких эфемерных областей, по-видимому, проявляющихся в виде ярких рентг. точек; наряду с центрами активности они вносят заметный вклад в общий магн. поток соответствующих крупномасштабных образований солнечной поверхности.

Фоновые поля невозмущённого С. сосредоточены в отд. элементах с магн. потоками8051-53.jpg Мкс. Поток преим. сосредоточен на границах ячеек хромосферной сетки. Магн. поток8051-54.jpg Мкс при диаметре элемента 2000 км соответствует напряжённости поля 10 Э. Внутри ячеек также встречаются элементы поля, чаще, чем на границах сетки, имеющие биполярную структуру (т. е. типа эфемерных областей). Усиление поля на границах сетки, по-видимому, связано с тем, что горизонтальные движения плазмы сгребают силовые линии к границам супергрануляц. ячеек.

Все осн. явления, происходящие в активной области, обусловлены влиянием магн. поля на строение солнечной атмосферы. Так, уменьшение температуры пятен, вероятно, связано с тем, что вертикальное магн. поле затрудняет горизонтальные движения в конвективной ячейке. Поток энергии, переносимой конвекцией, при этом уменьшается, что и приводит здесь к нек-рому охлаждению вещества.

Арочные структуры в хромосфере, и особенно во внутр. короне, обусловлены тем, что нек-рые пучки силовых линий заполняются плазмой. При увеличении нагрева в вершине арки поток тепла из-за высокой теплопроводности короны очень быстро проходит вдоль силовых линий и значительно повышает температуру части хромосферного вещества близ оснований арки. Это вещество расширяется вдоль силовых линий, заполняя всю арку. Соответствующий процесс «испарения» наблюдается при импульсном выделении энергии в короне в начале вспышек. При этом скорости оттекающего из хромосферных слоев нагретого до Т ~ 2*107 К газа составляют 300-400 км/с. Ударная волна с излучением, идущая вниз, формирует слой плотного газа с Т - 8000-9000 К - источник низкотемпературного свечения во вспышках.

Газодинамич. расширение короны в крупномасштабном квазидипольном поле С. приводит к формированию регулярного межпланетного магн. поля: появлению двух противоположно направленных магн. потоков с токовым слоем между ними. Ряд факторов вызывает гофрировку этого токового слоя. Пересечение Землёй или космич. аппаратом токового слоя объясняет наблюдаемое явление секторной структуры межпланетного магн. поля (см. Солнечный ветер).

Излучение Солнца

Кол-во энергии, излучаемой с 1 м2 поверхности С. в 1 с, равно 6,28*107 Вт. На ср. расстоянии Земли от С. (1 а. е.) поток излучения С.8051-55.jpg Вт/м2 (солнечная постоянная).

Развитие внеатмосферных методов наблюдений позволило изучить спектр С. во всём диапазоне эл--магн. волн - от8051-56.jpg-диапазона до километровых радиоволн. Осн. компонент солнечного излучения - непрорывное тепловое излучение фотосферы. Его спектр в первом приближении аналогичен спектру абсолютно чёрного тела с температурой ок. 6000 К (рис. 5). Это излучение простирается от 180 нм до 1 см, с максимумом ок. 450 нм. В нём заключена осн. часть энергии, излучаемой С. Поскольку темп-pa газа в фотосфере медленно убывает с высотой, на краях диапазона (ок. 200 нм и ок. 20-50 мкм) спектр излучения несколько более крутой, соответствующий температуре верх. фотосферы (8051-59.jpg4500 К).
8051-57.jpg

Рис. 5. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линии - результаты измерений, штриховые - распределение энергии в спектре абсолютно чёрного тела с температурой Т8051-58.jpg 6000 К (или с Т = 10'К и 10» К в ДВ-части спектра). Для волн длиннее 30 мкм порядки величин потоков указаны отдельно (близ кривых).

Солнечное излучение во всех диапазонах подвержено влиянию солнечной активности. В видимой и близкой ИК-областях спектра относит. изменения потока излучения с характерными временами порядка суток и месяцев составляют всего 0,1-0,3%. Такова же и общая амплитуда изменений в течение 11-летнего цикла. На излучение в др. диапазонах, возникающее не в фотосфере, а в хромосфере и короне, активность влияет гораздо сильнее. Появляется перем. часть излучения, делящаяся на медленно изменяющуюся и вспышечную составляющие. Излучение первой из них - дополнит. эмиссия, возникающая в активных областях. Вращение С. с неоднородным распределением активных областей по диску обусловливает 27-дневную повторяемость формы кривой изменения со временем потока излучения С., наблюдаемого с Земли. Развитие или возникновение на видимом диске новых активных областей иногда нарушает строгую повторяемость формы этой кривой. Амплитуда изменений в радио- и мягком рентг. диапазонах составляет уже десятки процентов и увеличивается при удалении от оптич. диапазона в обе стороны. Со вспышками связаны всплески излучения с характерными временами от минут до часов. В радио- и рентг. диапазонах амплитуда этих всплесков может быть очень большой.

ИК-излучение - тепловое излучение верх. фотосферы. Поток далёкого ИК-излучения монотонно возрастает с уменьшением длины волны: на 100, 20 и 5 мкм он составляет соответственно 0,37, 2,3*102 и 5,5*104 Вт/(м2*ст*мкм). В указанном диапазоне яркостная темп-pa постепенно возрастает от 4400 до 5500 К. В спектре присутствует ряд фраунгоферовых линий и молекулярных полос. Наблюдаются также неск. линий хромосферы (гелия,8051-60.jpg = 1083,0 нм, пашеновские линии водорода, линии магния, а также нек-рые корональные линии). Суммарный поток ИК-излучения с длиной волны8051-61.jpg мкм составляет более 30% всего потока излучения. Непрерывное ИК-излучение не зависит от степени активности С.

Оптическое и УФ-излучение - непрерывное излучение, «изрезанное» фраунгоферовыми линиями. В диапазоне 800-180 нм содержится ок. 2/3 всей энергии, излучаемой С. В УФ-диапазоне становятся заметными вариации излучения, связанные с солнечной активностью. В солнечном спектре отождествлено более 30000 линий поглощения. Энергия, поглощаемая в этих линиях, составляет 30% энергии непрерывного излучения в УФ-диапазоне, доходит до 40-50% в диапазоне 300-400 нм и постепенно уменьшается к красной области спектра. Наблюдается также ряд полос простейших молекул СН, CN, СО и др. Эти линии возникают в области температурного минимума между фотосферой и хромосферой, а также над пятнами.

В диапазоне 30-180 нм солнечный спектр представляет собой набор эмиссионных линий. Эти линии излучаются в узком переходном слое между хромосферой и короной при темп-pax от 104 до 106 К. Часть излучения водорода в линиях лаймановской серии, а также линия нейтрального гелия,8051-62.jpg = 58,4 нм, возникают в хромосфере. Самыми яркими линиями (помимо лаймановских линий) являются линии наиб. обильных элементов (линия Hell,8051-63.jpg = 30,4 нм, СII-IV, ОII-VI, Si II-IV, железа и др.). В этом же диапазоне наблюдаются также неск. участков непрерывного излучения - рекомбинац. континуумы водорода, нейтрального и ионизов. гелия.

Излучение в этой области спектра изменяется на десятки процентов в зависимости от уровня солнечной активности, и хотя энергия этого излучения невелика, её достаточно, чтобы ионизовать и нагреть верх. слои земной атмосферы.

Рентгеновское излучение. Источником рентг. излучения является солнечная корона, гл. обр. её плотные ниж. слои (т. н. внутр. корона). Это излучение горячей разреженной оптически тонкой плазмы с температурой8051-64.jpg К. Диапазон рентг. излучения спокойной короны от 1 нм до неск. десятков нм. Поток рентг. излучения на орбите Земли 1-3 эрг/см2*с, или 5*10-6 среднего солнечного потока в видимой области спектра. Рентг. излучение состоит из 2 компонентов - линейчатого и непрерывного. Многочисл. спектральные линии ионов высокой кратности (железа, кремния, кислорода и др.) обусловлены возбуждением ионов электронным ударом и последующими спонтанными переходами (свободно-связанное излучение). Непрерывное излучение связано с изменениями энергии свободных электронов в электрич. поле ионов (свободно-свободное излучение). Вклад линейчатого излучения в суммарное излучение в неск. раз больше, чем непрерывного, однако на КВ-конце (ок. 1 ям)вклады обоих типов излучения становятся сравнимы.

Активные области в короне - корональные конденсации излучают более интенсивно. Это вызывает флуктуации рентг. излучения при возникновении и развитии активных областей на видимой стороне С., появлении 27-дневной периодичности в регистрируемом потоке, связанной с вращением С. В зависимости от уровня солнечной активности суммарная мера эмиссии изменяется от 3*1048 см-3 до 1050 см-3 при незначит. изменениях температуры. Изменения рентг. излучения сильнее выражены в КВ-части диапазона. Нек-рые мощные центры активности вызывают появление заметных потоков излучения даже в диапазоне 0,3-1 нм, что связано с нагревом плазмы до температур, в неск. раз превышающих её ср. значение в источниках внутр. короны.

Рентг. излучение С. возрастает и далеко простирается в область высоких энергий при любых нестационарных процессах, особенно вспышках. По величине потока излучения вблизи орбиты Земли в диапазоне 0,1-0,8 нм вспышки делятся на 3 класса: С, М и X [соответственно потоки (1-9)*10-3, (1-9)*10-2 и более 10-1 эрг/см2*с]. Тепловое излучение вспышек, длящееся всё время вспышки (от минут до часов), связано с образованием плазмы с8051-65.jpg К. В спектре наблюдаются линии ионов, у к-рых остались только 1-2 электрона (Fe XXV и др.). Кроме теплового излучения горячей плазмы при нек-рых вспышках генерируется нетепловое излучение электронов, ускоренных до энергий, превышающих 10 кэВ (иногда 100 кэВ и более). Как правило, эти всплески продолжаются не более 100 с.

Детально изучена структура источников рентг. излучения С. Излучающая плазма заключена в систему петель - арок, являющихся пучками силовых линий магн. поля, проникающего из фотосферы во внутр. корону. Физ. условия в петлях - темп-pa8051-66.jpg К и концентрация электронов8051-67.jpg - незначительно изменяются как в самой петле, так и при переходе от одной петли к другой. Длины петель составляют 109-1010 см. Газ вне петель (там, где силовые линии магн. поля уходят на большие расстояния от С.) из-за своей малой плотности и меньшей тсмп-ры слабее излучает в рентг. диапазоне (корональные дыры).

Источник теплового рентг. излучения при вспышках - система петель, заполненных плазмой с Т8051-68.jpg 3*107 К и8051-69.jpg . Пучки нетепловых электронов бывают в начале нек-рых вспышек весьма плотными, до 10-4 тепловых электронов может ускоряться до энергий, превышающих 15 кэВ. М.А. Лившиц.

Радиоизлучение. Плотность потока радиоизлучения С. на орбите Земли в спокойных условиях от 107 Ян на сантиметровых волнах до 105 Ян в метровом диапазоне. Она возрастает во время всплесков, связанных с крупными вспышками, до 108 и 1010 Ян соответственно.

Регистрация радиоизлучения С. на разных волнах позволяет получать информацию о параметрах, структуре и динамич. явлениях в разл. слоях атмосферы С. Сантиметровые и дециметровые волны исходят из хромосферы, переходного слоя и ниж. короны (расстояние от фотосферы r < 10-20 тыс. км), излучение метрового и декаметрового диапазонов генерируется в короне (r ~ 0,2-48051-70.jpg), а гектометровые и километровые волны - в самых внеш. слоях короны и в межпланетной среде (фиксируются при помощи спутников и космич. аппаратов).

Невозмущённый, наиб. низкий (фоновый) уровень радиоизлучения С.- т. н. осн. компонент, или излучение, «спокойного» С. (рис. 6). Это тепловое излучение, яркостная темп-pa Тb к-рого соответствует кинетич. температуре того слоя, где оптич. толща8051-71.jpg При переходе от миллиметровых к метровым волнам Тb возрастает от 5*103 до 106 К.
8051-72.jpg

Рис. 6. Зависимость яркостной температуры основных компонентов радиоизлучения Солнца от длины волны (частоты).

При наличии активных областей на диске над фоновым уровнем выделяются также локальные источники повыш. радиоизлучения, существующие в течение мн. дней. В сантиметровом и дециметровом диапазонах регистрируется медленно меняющаяся компонента (s-компонента). Она включает в себя неск. составляющих.

Одна из них охватывает всю активную область (неск. минут дуги) и представляет собой слабо поляризованное тормозное излучение корональной конденсации, в к-рой темп-pa и плотность повышены в неск. раз. Непосредственно над пятнами на8051-73.jpg см доминируют компактные8051-74.jpg и яркие b8051-75.jpg (1,5- 2)*106 К] источники поляризованного магнитотормозного радиоизлучения, исходящего из оптически толстых гирорезонансных слоев (т. е. слоев, для к-рых частота принимаемого радиоизлучения кратна wк) 2 wн (обыкновенные волны) и 3wн (необыкновенные волны), где wн - гиромагнитная частота электронов. Существенно, что в источниках, связанных с пятнами, температура достигает корональных значений уже на высотах r ~ 1-2 тыс. км, где магн. поле H ~ 1000-1500 Гс. Поляризация, знак к-рой соответствует необыкновенной волне, возникает в таких источниках вследствие того, что для определ. длины волны слой 3wн располагается в переходной области между хромосферой и короной на больших высотах, т. е. в области с большей температурой, чем уровень 2wн.

Две др. составляющие S-компоненты имеют нетепловую природу и свидетельствуют о непрерывном ускорении электронов в активных областях. Это прежде всего межпятенная составляющая - компактные8051-76.jpg , яркие (8051-77.jpg К) радиоисточники, к-рые особенно хорошо наблюдаются на8051-78.jpg ~ 6 см и располагаются над линией раздела полярностей фотосферного магн. поля, в верх. части корональных петель. Другая нетепловая составляющая имеет вид протяжённого (1 - 2') гало и характеризуется максимумом плотности потока на8051-79.jpg ~ 10-15 см.

Явно нетепловую природу имеет также НЧ-аналог S-компоненты - шумовые бури. Они фиксируются над крупными развивающимися активными областями, характеризуются сильной поляризацией и состоят из усиленного непрерывного фона (континуума) с Тb ~ 107-109 К и многочисл. дискретных всплесков разных типов. На8052-1.jpg ~ 1-5 м чаще всего наблюдаются т. н. всплески I типа - кратковременные (0,1-2 с) и узкополосные (2-10 МГц) элементы излучения. Конкретная картина непрерывного ускорения электронов в активных областях и механизм генерации всплесков I типа ещё не до конца ясны. Предполагается, что ускорение частиц происходит в результате локального магн. пересоединения в скрученных магн. петлях, на фронтах слабых ударных волн или в токовом слое корональных лучей, наблюдаемых над активными областями. При интерпретации континуума и всплесков I типа рассматривают разл. варианты плазменного механизма (возбуждение ленгмюровских или верхнегибридных волн с последующей конверсией этих волн в эл--магн. излучение за счёт рассеяния на ионах или НЧ-турбулентности), а также циклотронного механизма (непосредств. генерация обыкновенных волн на ниж. гармониках гирочастоты; см. Волны в плазме).

В шумовых бурях на8052-2.jpg м, а также на гектометровых волнах преобладают всплески III типа (см. ниже). В декаметровом диапазоне во время бурь наблюдаются также двойные дрейфующие всплески ("эхо"-всплески), узкополосные всплески с расщеплением по частоте (8052-3.jpg ~ 100 кГц), др. тонкоструктурные элементы.

наиб. интенсивные и разнообразные радиовсплески связаны с солнечными вспышками (рис. 7). В случае сравнительно слабых вспышек в сантиметровом диапазоне регистрируются всплески длительностью минуты - десятки минут, к-рые являются результатом нагрева плазмы в ниж. короне до Т ~ (1-5)*107 К. В метровом диапазоне и на более длинных волнах такие события сопровождаются всплесками III типа. Это наиб. часто встречающийся вид активности в радиодиапазоне. Гл. свойства всплесков III типа -быстрый дрейф излучения от ВЧ к НЧ и гармонич. структура (одноврем. излучение на частотах, относящихся как 2 : 1). Всплески III типа возникают вследствие возбуждения ленгмюровских волн потоками электронов, распространяющихся через корону и межпланетную среду со скоростью ~105 км/с (энергия электронов - десятки кэВ). (Дрейф по частоте обусловлен уменьшением плазменной частоты при движении электронов из более плотных областей в менее плотные.) Такая модель подтверждена прямыми измерениями на космич. аппаратах электронных потоков и генерируемой ими ленгмюровской турбулентности (см. Турбулентность плазмы ).При этом излучение осн. тона появляется в результате рассеяния ленгмюровских волн на тепловых ионах или на НЧ-турбулентности, а излучение гармоники - вследствие комбинац. взаимодействия встречных ленгмюровских волн. Несмотря на эффект квазилинейной релаксации, поток электронов сохраняет способность генерировать всплески III типа на всей трассе распространения от С. до Земли (см. Взаимодействие частиц с волнами ).В нек-рых моделях это объясняется стабилизацией пучковой неустойчивости за счёт индуциров. рассеяния ленгмюровских волн на тепловых ионах или за счёт др. нелинейных эффектов, выводящих ленгмюровские волны из резонанса с потоком.
8052-4.jpg

Рис. 7. Схема динамического спектра радиовсплесков, связанных с крупной вспышкой.

При распространении электронных потоков вдоль замкнутых магн. петель генерируются разновидности всплесков III типа со сменой направления частотного дрейфа (U- и J-всплески), а при захвате электронов в замкнутых магн. петлях вслед за всплесками III типа на8052-5.jpg ~ 3-10 м появляется континуальное излучение - всплески V типа - длительностью от десятков секунд до минут. Этот тип радиоизлучения также интерпретируется в рамках плазменного механизма.

В отд. вспышках средней и большой мощности после всплесков III, V типов на8052-6.jpg < 1,5-2 м наблюдаются всплески II типа. Они тоже обнаруживают гармонич. структуру и дрейф сравнительно узких8052-7.jpg полос излучения от ВЧ к НЧ. Однако скорость дрейфа примерно в 100 раз ниже, чем у всплесков III типа. Это связано с тем, что агентом, инициирующим всплески II типа, являются бесстолкновительные ударные волны ,распространяющиеся от вспышек со скоростью ~103 км/с. В разл. моделях рассматриваются квазиперпендикулярные или квазипараллельные ударные волны с магн. числом Маха М < 2 или8052-8.jpg Механизм генерации всплесков II типа по существу такой же, как и у всплесков III типа (т. е. плазменный), за исключением одной дополнит. стадии - ускорения частиц на фронте ударной волны. Об ускорении электронов свидетельствует т. н. ёлочная структура - последовательность быстро дрейфующих элементов (миниатюрных всплесков III типа), выходящих из осн. полос излучения в сторону НЧ и ВЧ. Наблюдаемое во всплесках II типа частотное расщепление каждой из гармоник на две одинаковые полосы можно интерпретировать как плазменное излучение перед фронтом и за фронтом ударной волны или как следствие осцилляторной структуры фронта ударной волны.

В импульсных вспышках ударная волна, возбуждающая всплеск II типа, носит взрывной характер. В мощных длит. вспышках ударная волна, напротив, является поршневой (роль поршня играет корональный транзиент), а сам всплеск II типа имеет продолжение на гектометровых и километровых волнах, т. е. при распространении ударной волны в межпланетном пространстве.

Большие вспышки сопровождаются также интенсивными микроволновыми всплесками со сложными временным профилем и пространственной структурой. Здесь на фоне сравнительно плавных вариаций за время порядка минут на нач. фазе вспышки регистрируются многочисл. узкополосные (8052-9.jpg ~ 10-15 МГц) и интенсивные выбросы излучения миллисекундного масштаба. Такие же выбросы, или спайки, наблюдаются в дециметровом диапазоне. Источник микроволновых всплесков - низкие корональные магн. петли, содержащие электроны с энергией десятки и сотни кэВ. Фоновое излучение с Тb ~ 108-1011 К связывается с гиросинхротронным (циклотронным) излучением в магн. поле H ~ 100-500 Гс или с плазменным излучением в плотных (N ~ 1011-1012 см-3) вспышечных ядрах. Миллисекундные спайки характеризуются наиб. высокой яркостной температурой (до 1015 К). Предполагается, что они представляют собой проявление отд. элементарных актов вспышечного энерговыделения, отражают его фрагментарный характер и генерируются в результате мазерного циклотронного излучения (см. Мазер на циклотронном резонансе)на низких гармониках электронной гирочастоты.

В течение взрывной фазы крупных вспышек (практически одновременно с микроволновыми всплесками и всплесками III типа) во всём диапазоне от дециметровых до декаметровых волн начинается излучение вспышечного континуума, переходящее затем в широкополосный длительный и многокомпонентный всплеск IV типа. Такое континуальное излучение - следствие заполнения энергичными электронами магн. структур, находящихся на разных высотах над активной областью. При этом в магнитных ловушках формируются неравновесные распределения электронов, развиваются конусные неустойчивости и реализуется плазменный механизм излучения. Часть энергичных электронов оказывается захваченной внутри облаков плазмы или петлеобразных корональных транзиентов, наблюдаемых в видимом диапазоне. В частности, изолированные движущиеся источники всплесков типа IVМ удалось отождествить с наиб. яркими и плотными образованиями вблизи вершины транзиента, где электронная плотность повышена по сравнению с фоновой в 20-70 раз. Это даёт возможность интерпретировать метровые IVM-всплески на расстояниях от фотосферы r~1-1,58052-10.jpg также в рамках плазменного механизма. При удалении источников IVM-всплесков на большие расстояния преобладающим становится гиросинхротронное излучение субрелятивистских электронов в облаках плазмы с собств. магн. полем Н ~ 1-3 Гс.

Всплески IV типа, особенно на дециметровых волнах, обладают богатой тонкой структурой. Здесь наблюдаются широкополосные пульсации с характерным временем ~1 с, всплески в поглощении, дрейфующие волокна, зебра-структура и т. д. Появление такого своеобразного радиоизлучения отражает структуризацию самой корональной плазмы, а также указывает на сложный характер взаимодействий между разл. типами волн и частиц, к-рые происходят в короне на разл. стадиях вспышки.

Радиоизлучение С. широко используется в качестве индекса солнечной активности (напр., поток на8052-11.jpg = 10,7 см), а также для диагностики вспышек и краткосрочного прогнозирования тех эффектов, к-рые они вызывают на Земле (радиац. условия в ближнем космосе, геомагн. бури, ионосферные возмущения и т. д.).

Лит.: Железняков В. В., Радиоизлучение Солнца и планет, М., 1964; его же, Электромагнитные волны в космической плазме, М., 1977; Каплан С. А., П и к е л ь н е р С. Б., Цытович В. Н., Физика плазмы солнечной атмосферы, М., 1977; К р ю г е р А., Солнечная радиоастрономия и радиофизика. Введение, пер. с англ., М., 1984. И. М, Чертах.

Гамма-излучение Солнца регистрируется совр. приборами только во время вспышек (уровень8052-12.jpg-излучения спокойного С. слишком низок). Зарегистрировано 140 солнечных вспышек, сопровождающихся эмиссией измеримых потоков8052-13.jpg-квантов с энергией более 300 кэВ. Для 100 вспышек измерен энергетич. спектр8052-14.jpg-излучения и в 50 случаях обнаружены ядерные8052-15.jpg-линии. По длительности фронта (нарастания) и спада импульсов8052-16.jpg-излучения вспышки удаётся разделить на импульсные (общая длительность не более 1 мин при длительности фронта и спада отд. импульсов неск. секунд) и постепенные (до 10-20 мин и неск. десятков секунд соответственно).

В результате взаимодействия ускоренных во вспышках протонов,8052-17.jpg-частиц и более тяжёлых ядер с веществом солнечной атмосферы происходят возбуждение ядерных уровней, расщепление ядер, генерация новых элементов и изотопов (нуклидов). Возбуждённые ядра быстро излучают избыток энергии и переходят в осн. состояние. При этом каждый изотоп излучает свой характерный8052-18.jpg-квант (см. Гамма-излучение ).наиб. важные c астрофиз. точки зрения линии: 6,13 МэВ (МО); 4,44 МэВ(12С); 2,31 МэВ (14N); 1,78 МэВ (28Si); 1,63 МэВ (20Ne); 1,37 Мэв (24Mg); 1,24 МэВ и 0,85 МэВ (56Fe). Эти линии образуются путём прямого возбуждения указанных ядер. Кроме того, имеются сильные линии 0,48 МэВ (7Li) и 0,43 МэВ ('Be), к-рые образуются в реакциях синтеза 4Не (а, р) 7Li и 4Не8052-19.jpg 7Ве. Времена жизни возбуждённых уровней пренебрежимо малы8052-20.jpg по сравнению с временами ускорения и торможения частиц и ядер. Поэтому приведённые8052-21.jpg-линии, называемые мгновенными, служат прекрасными хронометрами процессов ускорения и взаимодействия частиц.

Кроме мгновенных8052-22.jpg-линий в солнечной атмосфере генерируются т. н. задержанные8052-23.jpg-линии 2,22 МэВ и 0,51 МэВ. Задержка обусловлена конечным временем захвата нейтронов (см. Радиационный захват)водородом (линия 2,22 МэВ) и аннигиляции позитронов (линия 0,51 МэВ). Нейтроны образуются в осн. в ядерных реакциях 4Не(р, рn) 3Не и 4Не (р, 2pn)2D. Эти нейтроны сначала тормозятся в солнечном веществе до тепловых скоростей, а затем поглощаются протоном с генерацией8052-24.jpg-линии 2,22 МэВ либо ядром гелия-3[3Не (n, p)3H] без генерации8052-25.jpg-квантов. Время торможения порядка неск. минут, и, как следует из теории, захват нейтронов имеет место в достаточно плотной среде (концентрация атомов более 1016 см-3). Интенсивность8052-26.jpg-линии 2,22 МэВ даёт уникальную информацию о концентрации гелия-3 в фотосфере. Источником другой задержанной линии - аннигиляц. линии 0,51 МэВ являются позитронно-активные ядра UC, 12N, 13N, 14О, 15O, 19Ne, к-рые генерируются в ядерных реакциях в солнечной ат.мосфере во время вспышки. Позитроны генерируются также путём распада8052-27.jpg -мезонов, образующихся в ядерных реакциях с участием высокоэнергичных протонов. Прежде чем произойдёт аннигиляция позитронов, они замедляются за счёт ионизац. и радиац. потерь от нач. энергий (сотни кэВ - десятки МэВ) до тепловых. Время задержки линии 0,51 МэВ определяется периодом полураспада радиоактивных ядер и временем замедления позитронов. Последнее зависит от плотности и величины магн. поля в области, где аннигилируют позитроны. Аннигиляция может быть свободной с генерацией двух8052-28.jpg-квантов с энергией каждого 0,51 МэВ или протекать через состояние квазиатома позитрония .Вероятность образования позитрония в состоянии со спином 0 составляет 25%, со спином 1-75%. В первом случае позитроний аннигилирует на два8052-29.jpg-кванта с энергией 0,51 МэВ каждый, во втором случае - на три8052-30.jpg-кванта, к-рые формируют непрерывный спектр в области энергии ниже 0,5 МэВ. относит. вероятность двухфотонной и трёхфотонной аннигиляции определяется плотностью вещества в области генерации излучения. Ширина аннигиляц. линии определяется температурой этой области. Т. о., измерив временной ход и энергетич. спектр аннигиляц. квантов, можно определить характеристики области замедления и аннигиляции позитронов.

8052-31.jpg -Спектрометрия солнечных вспышек позволяет определить изотопный и элементный состав не только той области солнечной атмосферы, где протекают ядерные реакции, но и состав потоков ускоренных частиц. Ширина ядерной8052-32.jpg-линии определяется кинематикой реакции, в к-рой данная линия генерируется. При возбуждении ядер солнечной атмосферы протонами и8052-33.jpg -частицами линии уширяются от 1 до 2%. Однако когда линия генерируется при взаимодействии ускоренного ядра с водородом и гелием солнечной атмосферы, уширение достигает 25%. На рис. 8 приведён расчётный энергетич. спектр мгновенных8052-34.jpg-линий. В верх. части рисунка дан полный спектр (а), в нижней - только уширенный спектр8052-35.jpg-излучения ускоренных ядер (б). Полный спектр содержит разл. узкие линии, наиб. интенсивными из к-рых являются линии 16O, 12С, 20Ne, 24Mg, 5eFe и 7Ве. В уширенном спектре выделяются только две особенности между 4 и 5 МэВ (в осн. от 12С) и между 1 и 2 МэВ (от 20Ne, 24Mg, 28Si и 56Fe). Вклад уширенного компонента в общий спектр небольшой. Однако во вспышках с обогащением ускоренных частиц тяжёлыми элементами вклад уширенного компонента оказывается существенным. На рис. 9 приведён пример измеренного в космич. эксперименте cпектра8052-38.jpg-излучения от вспышки 27 апр. 1981, а также расчётный спектр. При этом предполагалось, что состав ускоренных ядер и вещества в области генерации8052-39.jpg линий такой же, как и в фотосфере. Видно, что в измеренном спектре чётко выделяются предсказанные теорией наиб. интенсивные линии. В то же время в наблюдаемом спектре имеется обогащение линиями тяжёлых элементов 20Ne, 24Mg, 28Si и 56Fe (область 0,8-2 МэВ) по сравнению с линиями CNO (4-8 МэВ). Отсюда следует, что состав ускоренных ядер в области генерации8052-40.jpg -линий отличается от фотосферного, и, т. о., существует значит, отличие состава в разл. областях солнечной атмосферы.
8052-36.jpg

Рис. 8. Расчётный спектр мгновенных8052-37.jpg-линий: а - полный, б - уширенный. Ширина энергетического окна принята равной 100 кэВ, что соответствует экспериментальному значению для аппаратуры, используемой в космических экспериментах. По вертикальной оси - число фотонов в интервале энергий 0,1 МэВ.
8052-41.jpg

Рис. 9. Экспериментальный и расчётный (пунктир) спектры для вспышки 27 апреля 1981: 1) 0,43 (7Ве); 2) 0,28 (7Li); 3) 0,85 (56Fe); 4) 1,24 (56Fe); 5) 1,37 (24Mg); 6) 1,63 (20Ne); 7) 1,78 (28Si); 8) 2,31 (14N); 9) 4,4 (12C); 10) 6,13 (16O). Энергии линий даны в МэВ.

Совместный анализ эксперим. данных по солнечному рентг. и8052-42.jpg-излучению, а также по потокам частиц в межпланетном пространстве позволяет сделать следующие выводы. В импульсных вспышках наиб. вероятный источник ускоренных частиц - плотная область с большим магн. полем В (8052-43.jpg ,8052-44.jpg Гс, N - концентрация частиц). Нерелятивистские и релятивистские электроны, протоны и ядра ускоряются в импульсной фазе солнечной вспышки. Ускорение электронов (до релятивистских энергии), протонов и ядер (по крайней мере, до неск. десятков МэВ) происходит одновременно и быстро (в пределах времени разрешения эксперим. аппаратуры, ~1 с). Пока нет обоснованной модели одновременного и столь быстрого ускорения электронов и протонов. Не исключена возможность ещё более быстрого (<1 с) ускорения протонов до десятков и сотен МэВ. Солнечные вспышки, от к-рых удалось зарегистрировать высокоэнергичные нейтроны (вплоть до 103 МэВ) и8052-45.jpg-кванты (до 150 МэВ), имеют тенденцию локализоваться у лимба. Это явление (лимбовое уярчение) легко объяснить на примере нейтронов. Согласно теории, высокоэнергичные нейтроны движутся в осн. в направлении движения генерирующих их протонов. Поэтому нейтроны, зарегистрированные вблизи Земли, должны быть образованы теми протонами, к-рые в атмосфере С. двигались в сторону Земли. Для вспышек вблизи лимба путь и толща вещества, проходимые в атмосфере С. протонами (движущимися в направлении Земли), наибольшие. Следовательно, кол-во нейтронов (пропорциональное толще вещества, пройденной протонами), зарегистрированное вблизи Земли для лимбовых вспышек, будет больше, чем для вспышек на диске С. Т. о., при данной чувствительности аппаратуры вероятность регистрации нейтронов будет тем больше, чем ближе область вспышки к лимбу.

Литература по гелиофизике

  1. Кочаров Г. Е. Новые данные о генерации ядерных частиц и излучений во время солнечных вспышек, «УФН», 1982, т. 137, с. 532;
  2. Кочаров Г. Е. Солнечные гамма-кванты и нейтроны, "Изв. АН СССР. Сер. физ.", 1983, т. 47, № 9, с. 1716;
  3. Косhаrоv L. G. Коvaltsоv G. A., Generation of high energy neutral radiation in flare loops, «Solar Phys.», 1990, v. 125, p. 67.
  4. Хайдаров К.А. Строение небесных тел. - BRI, Алматы, 2004.
  5. Хайдаров К.А. Происхождение Солнца и планет. - BRI, Алматы, 2004.
  6. Хайдаров К.А. Эфирный ветер. - BRI, Алматы, 2004.

Г. Е. Кочаров

к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

Знаете ли Вы, что в 1974 - 1980 годах профессор Стефан Маринов из г. Грац, Австрия, проделал серию экспериментов, в которых показал, что Земля движется по отношению к некоторой космической системе отсчета со скоростью 360±30 км/с, которая явно имеет какой-то абсолютный статус. Естественно, ему не давали нигде выступать и он вынужден был начать выпуск своего научного журнала "Deutsche Physik", где объяснял открытое им явление. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

Bourabai Research Institution home page

Bourabai Research - Технологии XXI века Bourabai Research Institution