Солнечные вспышки

Характеристики солнечных вспышек

Солнечные вспышки - это уникальные по своей мощности процессы выделения энергии (световой, тепловой и кинетической), в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Продолжительность солнечных вспышек часто не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать биллионов мегатон в тротиловом эквиваленте. Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы солнечного цикла.

Энергия солнечной вспышки проявляется во множестве форм: в виде излучения (оптического, ультрафиолетового, рентгеновского и даже гамма), в виде энергичных частиц (протонов и электрона), а также в виде гидродинамических течений плазмы. Мощность вспышек часто определяют по яркости производимого ими рентгеновского излучения. Самые сильные солнечные вспышки относятся к рентгеновскому классу X. К классу M относятся солнечные вспышки, которые имеют мощность излучения в 10 раз меньшую, чем вспышки класса X, а к классу C - вспышки с  мощностью в 10 раз меньше, чем вспышки класса M. В настоящее время классификация солнечных вспышек осуществляется по данным наблюдений нескольких искусственных спутников Земли, главным образом по данным спутников GOES.

Наблюдения солнечных вспышек в линии H-альфа

Солнечные вспышки часто наблюдаются с помощью фильтров, позволяющих выделить из общего потока излучения линию атома водорода H-альфа, расположенную в красной области спектра. Телескопы, работающие в линиии H-альфа, в настоящее время установлены в большинстве наземных солнечных обсерваторий, причем на некоторых из них фотографии Солнца в этой линии получаются каждые несколько секунд. Примером такой фотографии является изображение Солнца, показанное над этим текстом, которое получено в линии H-альфа в солнечной обсерватории Big Bear Solar Observatory . На нем хорошо виден выброс солнечного протуберанца во время лимбовой солнечной вспышки 10 октября 1971 года. Фильм (4.2MB mpeg, записанный во время вспышки,  показывает этот процесс в динамике.

В линии H-альфа часто  наблюдаются так называемые двухленточные солнечные вспышки, когда во время вспышки в хромосфере образуются две протяженные яркие излучающие структуры, имеющие форму параллельных лент, вытянутых вдоль нейтральной линиии магнитного поля (линия, разделяющая группы солнечных пятен противоположной полярности). Характерным примером двухленточной солнечной вспышки является событие 7 августа 1972 года, показанное в следующем фильме (2.2MB mpeg).. Это очень известная вспышка, произошедшая между полетами Аполлона 16 (апрель) и Аполлона 17 (декабрь), последними путешествиями человека на Луну. Если бы была допушена ошибка в расчете времени полета, и один из экипажей оказался бы на поверхности Луны во время этой вспышки, то последствия оказались бы губительны для астронавтов. Впоследствии эта возможная ситуация легла в основу фантастического произведения "Космос" ("Space") Джеймса Миченер (James Michener), который описал вымышленную миссию Аполлона, потерявшего свой экипаж вследствие воздействия радиации от сильной солнечной вспышки.

Солнечные вспышки и магнитные поля

В настоящее время не вызывает сомнений, что ключ к пониманию солнечных вспышек следует искать в структуре и динамике магнитного поля Солнца. Известно, что если структура поля в окрестностях солнечных пятен становится очень сложной, то силовые линии могут начать пересоединяться друг с другом, что приводит к быстрому высвобождению магнитной энергии и энергии электрических токов, связанных с магнитным полем. В результате разнообразных физических процессов, эта первичная энергия поля превращается затем в тепловую энергию плазмы, энергию быстрых частиц и другие формы энергии, наблюдаемые в солнечной вспышке. Изучение этих процессов и установление причин, по которым начинается солнечная вспышка, является одной из основных задач современной физики Солнца, все еще далекой от окончательного ответа.

Протуберанцы, флоккулы и спикулы

Протуберанцы

Протуберанцы это плотные конденсации холодного вещества, поднятые над поверхностью линиями магнитного поля. Таким образом, протуберанцы и волокна представляют собой, фактически, одной и то же и отличаются только тем, что протуберанцы наблюдаются на краю солнечного диска над его поверхностью, а волокна видны в проекции на диск. И волокна и протуберанцы могут находиться в спокойном или близком к спокойному сосстоянии в течение дней или недель. Однако затем они могут неожиданно выходить из состояния равновесия, после чего разрушаются или выбрасываются от поверхности Солнца за время от нескольки.

Солнечный ветер

Солнечный ветер - это поток ионизованных частиц, выбрасываемых из Солнца во всех направлениях со скоростью около 400 км в секунду. Источником солнечного ветра является солнечная корона. Температура короны Солнца настолько высока, что сила гравитации не способна удержать ее вещество вблизи поверхности, и часть этого вещества непрерывно убегает в межпланетное пространство.

Хотя мы понимаем общие причины, по которым возникает солнечный ветер, многие детали этого процесса все еще не ясны.

Вариации солнечного ветра

Солнечный ветер не однороден. Его скорость является высокой (800 км/с) над корональными дырами и низкой (300 км/с) над стримерами. Эти потоки быстрого и медленного солнечного ветра взаимодействуют друг с другом и попеременного пересекаются Землей по мере того, как Солнце вращается. Такие резкие изменения в скорости солнечного ветра негативно воздействуют на магнитное поле Земли и могут производить магнитные бури в земной магнитосфере.

Большое количество научной информации о солнечном ветре поступает с космических аппаратов. Один из них является спутник Улисс (Ulysses), орбита которого позволила ему пройти поочередно над солнечными южным и северным полюсами. Произведенные Улисс  измерения скорости вытекающей с Солнца плазмы, ее химического состава и величины магнитного поля сильно изменили наши представления о солнечном ветре.

Еще одним космическим аппаратом, изучающим структуру и динамику солнечного ветрасолнечного ветра, и команда ACE предоставляет в реальном времени информацию о параметрах солнечного ветра в окрестностях точки L1. является спутник ACE ( Advanced Composition Explorer), запущенный в августе 1997 года на орбиту, расположенную вблизи точки Лагранжа L1 между Землей и Солнцем. Это одна из нескольких точек, в которой гравитационное притяжение Солнца и Земли уравновешивают друг друга. На борту спутника расположено несколько инстументов, осуществляющих круглосуточный мониторинг

Корональные дыры, петли и стримеры

Корональные дыры

Корональные дыры это области короны пониженной светимости. Эти области были обнаружены после начала рентгеновских исследований Солнца с помощью космических аппаратов из за пределов земной атмосферы. Корональные дыры связаны с областями открытых линий магнитного поля и часто находятся на солнечных полюсах. В настоящее время считается, что высокоскоростной солнечный ветер формируется именно в корональных дырах.

Корональные петли

Корональные петли являются наиболее характерной особенностью нижней короны Солнца. Эти петли состоят из замкнутых линий магнитного поля, которые соединяют "источники" поля на поверхности Солнца. По этой причине корональные петли часто окружают солнечные пятна и активные области. Времена жизни отдельных петель сильно различаются. Некоторые из них существуют в короне по нескольку дней и даже недель, хотя большинство меняется более быстро. Быструю динамику петель в короне можно увидеть с помощью фильма (10 Mb Quicktime), полученного в результате наблюдений обсерватории TRACE.  Существуют также петли, связанные с солнечными вспышками (так называемые вспышечные петли) с характерными временами жизни всего несколько десятков минут.

Корональные и вспышечные петли содержат более плотное и горячее вещество, чем окружающая корона и по этой причине выглядят как объекты повышенной яркости.

Стримеры

 

Корональные стримеры представляют собой вытянутые яркие шлемообразные структуры с открытой вершиной, которые часто  формируются над пятнами и областями повышенной активности в атмосфере Солнца. Стримеры образуются из крупномасштабных петель магнитного поля, соединяющих группы солнечных пятен различной магнитной полярности, и могут удерживать над поверхностью Солнца протуберанцы и волокна. По этой причине эти объекты часто наблюдаются в основаниях стримеров.

Петли, из которых состоят стримеры, представляют собой замкнутые магнитные структуры, которые могут удерживать внутри плазму и электрически заряженные частицы. По этой причине плотность вещества внутри стримеров обычно повышена и они выглядят более яркими, чем окружающая корона. Вытянутые вершины стримеров образуются из за действия солнечного ветра, который течет от поверхности Солнца и растягивает линии магнитного поля.

Полярные перья

Полярные перья это очень тонкие стримеры, которые формируются не над активными областями и пятнами, а над северным и южным полюсами Солнца.  Фактически, они представляют собой открытые линии магнитного поля, выходящие из магнитных полюсов. Форма полярных перьев определяется действием солнечного ветра, точно так же как и форма обычных шлемообразных стримеров.

Загадки Солнца

Нагрев солнечной короны

Самый внешний слой атмосферы Солнца (солнечная корона) имеет температуру выше 1.000.000°C, в то время как видимая поверхность Солнца (фотосфера) обладает температурой всего лишь около 6000°C. Обычно температура падает по мере удаления от нагретой поверхности. И, если мы попытаемся проверить, выполняется ли это для Солнца, и начнем подниматься вверх от его поверхности, то сначала мы обнаружим, что температура действительно падает. Однако затем, после подъема на очень незначительную высоту температура неожиданно начинает очень быстро расти и достигает чрезвычайно больших значений. Существует несколько предположений о механизме этого нагрева, однако ни одно из них пока не является настолько убедительным, чтобы ответить на все возникающие вопросы. В настоящее время природа процессов, которые нагревают корону Солнца до высоких температур (и ускоряют солнечный ветер) представляет одну из наиболее значительных солнечных "тайн".

Природа солнечных вспышек

В областях Солнца расположенных около пятен, иногда происходят взрывные процессы, во время которых окружающая плазма нагревается до температур в десятки миллионов градусов за времена порядка нескольких секунд. Эти явления получили название солнечных вспышек. Очень часто вспышки сопровождаются корональными выбросами массы, во время которых в межпланетное пространство попадают биллионы тонн горячей ионизованной плазмы. Эта плазма распространяется во всех направлениях, в том числе и в сторону Земли, где вызывает магнитные бури. Причины, возникновения солнечных вспышек и корональных выбросов массы являются еще одной загадкой, не имеющей в настоящее время понятного и однозначного объяснения. Несомненно, благодаря наблюдениям Солнца мы знаем очень много подробностей и о вспышках и о выбросах и даже понимаем основные физические принципы, благодаря которым эти явления становятся возможными, но, несмотря на это, мы все еще не можем предсказать, когда и где произойдет очередная солнечная вспышка и насколько сильной она будет.

Происхождение солнечного цикла

Приблизительно каждые 11 лет число солнечных пятен, видимых на поверхности Солнца, увеличивается от нуля (или очень малого значения) до 100 и более, а затем снова уменьшается до нуля в начале следующего солнечного цикла. Природа и причины этого процесса представляют, возможно, наибольшую загадку современной физики Солнца. Как и в случае с солнечными вспышками, существуют общие представления о природе данного явления, которое, видимо, связано с динамо-процессами в конвективном слое Солнца, однако мы все еще не в состоянии построить модель, которая достоверно предсказывала бы число солнечных пятен на Солнце в будущем. Проблема цикличности солнечной активности тесно связана с проблемой предсказания космической погоды.

Потерянные нейтрино