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  

Вспышка на солнце
Вспышка на солнце - нестационарный процесс в атмосфере Солнца, представляющий собой самое мощное из всех проявлений солнечной активности. В больших В. н. С. выделение энергии достигает (1-3)*1032 эрг за время порядка 103 с, что соответствует ср. мощности (1-3)*1029 эрг*с-1. В отд. моменты времени энерговыделение может в неск. раз превышать указанные значения. Осн. часть энергии вспышки выделяется в виде выбросов плазмы, движущихся в солнечной короне и межпланетном пространстве со скоростями до 1000 км*с-1, потоков ускоренных до гигантских энергий частиц, жёсткого эл--магн. излучения. Обычно мощная вспышка наблюдается как увеличение яркости участка хромосферы Солнца, в свете хромосферных линий, 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. В. н. С., если иметь в виду её гл. процесс, представляет собой специфически корональное, а не хромосферное явление. Это следует уже из относительно большой (90% полного излучения) роли рентг. и УФ-излучения вспышки. Оптич. излучение скорее всего возникает как вторичный эффект вдали от сердцевины вспышки, гл. обр. в основаниях рентг. и УФ-петель. Эти петли и являются наблюдаемой частью источника энергии вспышки.

Рис. 1. Солнечная вспышка, наблюдаемая в виде двух лент в водородной линии . Штриховой линией отмечена нейтральная линия фотосферного магнитного поля (линия, на которой нормальный к поверхности Солнца компонент магнитного поля равен нулю).

Рис. 2. Модель магнитного поля для четырёх пятен попарно противоположной полярности. Магнитные потоки разделены граничной поверхностью, состоящей из двух куполов. Каждый из этих куполов опирается на замкнутую граничную линию в фотосфере. Купола пересекаются в пространстве по предельной силовой линии (жирная линия) и делят пространство на четыре области, а магнитное поле соответственно на четыре независимых потока. Предельная силовая линия является общей для этих потоков. Она спускается к фотосфере в нулевых точках X1 и X2. Штрихпунктиром отмечена нейтральная линия фотосферного магнитного поля.

Базирующиеся на наблюдат. данных теоретич. модели свидетельствуют в пользу предположения, что главный вспышечный процесс обусловлен накоплением свободной магнитной энергии в верх. хромосфере и ниж. короне. Под свободной здесь понимается магн. энергия, избыточная по сравнению с энергией потенц. поля, имеющего те же источники в фотосфере. Возникновение такого избытка может осуществляться разл. путями. Один из них, напр., такой. Медленные движения источников (токов) под фотосферой непрерывно изменяют магнитное поле в атмосфере Солнца. В нек-рый момент оно может стать достаточно сложным - будет содержать т. н. предельную силовую линию (рис. 2). Эта линия - важная топологич. особенность поля, поскольку она является общей для взаимодействующих магн. потоков. Через предельную линию происходит перераспределение магн. потоков, к-рое необходимо для того, чтобы магн. поле оставалось потенциальным при изменении его источников в фотосфере. В присутствии солнечной плазмы, к-рая обладает высокой проводимостью, предельная линия играет ту же роль, что и нулевая линия магн. поля (рис. 3), хорошо изученная эксперим. и теоретич. методами в рамках двумерных моделей. 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. В условиях высокой проводимости токовый слой препятствует перераспределению магн. потоков. В результате происходит накопление энергии в виде магн. энергии токового слоя в атмосфере Солнца.

Рис. 3. Формирование токового слоя на нулевой линии магнитного поля: а - силовые линии магнитного поля в окрестности нулевой линии X1-типа, которая перпендикулярна плоскости рисунка (E - направленное вдоль нулевой линии электрическое поле); б - токовый слой, образующийся на нулевой линии.

Трём стадиям развития токового слоя можно поставить в соответствие, в рамках модели С. И. Сыроватского, три фазы В. н. С.

Нач. фаза - сравнительно длительная (часы или десятки часов) стадия возникновения и формирования (расширения) токового слоя. На этой стадии преобладает джоулев нагрев плазмы током в слое. В принципе, на этой стадии возможно установление квазистационарного режима, когда слой расширился настолько, что скорость диссипации магн. поля в нём

( - скорость диффузии магн. силовых линий, втекающих с двух сторон в токовый слой но всей его площади 2S, - время диффузии магн. поля поперёк слоя толщины а) останавливает дальнейший рост магн. энергии, а джоулев нагрев плазмы в слое уравновешен потерями энергии на излучение. По достижении слоем критич. значений его параметров такой баланс энергии становится невозможным и начинается существенно нестационарная стадия развития токового слоя.

Вторую стадию развития наз. взрывной или импульсной фазой вспышки. Она характеризуется резким уменьшением проводимости слоя вследствие возбуждения в нём плазменной турбулентности (см. Турбулентность плазмы ),что приводит к быстрому проникновению в слой магн. поля, увеличению скорости его аннигиляции и разрушению или разрыву слоя. В результате за короткое время (десятки секунд) выделяется огромная энергия, запасённая в магн. поле токового слоя. Выделение энергии идёт в форме гидродинамич. течений (разрыв слоя сопровождается быстрыми движениями плазмы), мощных потоков тепла из области разрыва токового слоя и в виде ускоренных частиц (электроны, протоны и ядра более тяжёлых элементов).

Третья - горячая фаза вспышки - соответствует стадии существования высокотемпературной корональ-ной области пересоединения магн. силовых линий. Здесь гл. каналом выделения энергии является джоулев нагрев в области аномального сопротивления. В охлаждении такого высокотемпературного турбулентного токового слоя важную роль играют 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 хромосферных линиях (рис. 1). Сама нейтральная линия остаётся тёмной, т. к. потоки энергии к ней не поступают (она почти всегда не связана силовыми линиями с токовым слоем).

Наличие неск. каналов выделения энергии в токовом слое - гидродинамич. течения плазмы, тепло, излучение, ускоренные частицы-определяет большое многообразие физ. процессов, вызываемых В. н. С. в атмосфере Солнца, как, напр., тепловые и ударные волны, радио-и жёсткое рентг. излучение ускоренных электронов, ядерные реакции и порождаемое ими -излучение.

Исследование В. н. С. имеет практич. значение, т. к. они оказывают сильное воздействие на ионосферу, вызывая нарушения радиосвязи, работы радионавигац. устройств и т. д. В. н. С. существенно влияют на состояние околоземного космич. пространства. В связи с пилотируемыми космич. полётами возникла серьёзная задача защиты космонавтов от ионизир. излучения вспышек и заблаговременного прогнозирования возможной радиац. опасности. Наконец, имеются свидетельства влияния вспышечной активности Солнца на погоду и состояние биосферы Земли (см. Солнечно-земные связи).

Литература по 

1. Зирин Г., Солнечная атмосфера, пер. с англ., M., 1969; Сомов Б. В., Сыроватский С. И., Физические процессы в атмосфере Солнца, вызываемые вспышками, "УФН", 1976, т. 120, с. 217; Проблемы солнечной активности и космическая система "Прогноз", M., 1977; Гершберг P. E., Вспыхивающие звезды малых масс, M., 1978; Сомов Б. В., Быстрое магнитное пересоединение и транзиентные явления с ускорением частиц в солнечной короне, "Изв. АН СССР, сер. физ.", 1981, т. 45, № 4, с. 576; Вспыхивающие звезды и родственные объекты, Ep., 1986; Priest E. R., Solar magnetohydrodynamics, Dordrecht - [а.о.], 1982. Б. В. Сомов. 

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