Исследование Солнца - ближайшей звезды
сравнительно холодного газа,
часто весьма причудливых форм, поднимающиеся над хромосферой и окружённые
горячей корональной плазмой. На краю Солнца их можно наблюдать в
спектральной линии водорода Н как светлые облака, а в проекции на
солнечный диск – как тёмные волокна (поскольку протуберанец излучает меньше
энергии, чем поглощает).
Образование протуберанцев тесно связано со структурой магнитных полей
биполярных активных областях, так, как обычно протуберанцы «предпочитают»
располагаться вдоль границы раздела полярности поля в таких областях. Масса
газа, сосредоточенная в одном протуберанце, очень велика – она лишь в 10
раз меньше массы всей солнечной короны, а его температура в 100 – 500 раз
ниже корональной.
Согласно современным представлениям образующийся «зародыш» будущего
протуберанца «высасывает» вещество из хромосферы (рис.5.). Физика процесса
здесь следующая. В магнитной структуре типа «примятой арки» (т.е. с
впадиной на вершине), которая может образоваться на границе раздела
полярности поля в активной области, нагрев плазмы происходит снизу
(альвеновскими волнами). Интенсивность нагрева газа на боковых сторонах
«арки» выше, чем на её вершине. Это уменьшение нагрева на вершине приводит
к охлаждению газа, и под действием силы тяжести он опускается в «яму»
магнитного поля и уплотняется. На его место поднимается нагретый газ с
боковых поверхностей «арки» и так же накапливается в «яме», причём при
увеличении его плотности растут потери энергии на излучение, т.е. газ
быстро охлаждается.
Рис.5. Протуберанец «висящий» на силовых линиях магнитного поля.
16
Естественно, что по мере наполнения холодного газа в «яме» магнитного поля
её глубина растёт, т.к. магнитные силовые линии прогибаются под тяжестью
протуберанца. Поскольку теплопроводность поперёк силовых линий поля не
велика, магнитное поле, окружающее родившийся протуберанец, защищает его от
нагрева горячей коронольной плазмой. Так действует этот «сифон», примерно
за сутки накапливающий массу протуберанца.
17
Солнечные вспышки.
Наиболее мощным проявлением солнечной активности являются вспышки, во
время которых за очень короткий промежуток времени (до 1000 с) выделяется
очень большое количество энергии эквивалентное выделяемому при взрыве
нескольких десятков миллионов (а в редких случаях и сотни миллионов)
водородных бомб.
В годы максимальной активности может быть около 10 вспышек в сутки, в
минимуме на протяжении многих месяцев их может не быть ни одной.
Чаще всего вспышки возникают в так называемых нейтральных областях между
пятнами, имеющими противоположную полярность. Размеры области, охваченной
вспышкой, меньше 1000км. Процесс развития не большой вспышки продолжается 5-
10 мин. Самых мощных – несколько часов. Обычно вспышки начинаются с
внезапного выделения энергии в верхней хромосфере или нижней короне, причём
за 1–2мин, а для очень больших вспышек за 10 – 60 мин. количество
освобождённой энергии достигает 10 – 10 Дж.
Основные эффекты, проявляющиеся при вспышке, - это нагрев большого
объёма солнечной плазмы до очень высокой температуры (до 100 млн. К) и
ускорение значительного числа частиц до релятивистских энергий (генерация
солнечных космических лучей). Проявление вторичных эффектов при вспышке
связанно с распространением нагретого газа и ускоренных частиц вдоль
силовых линий магнитного поля в хромосферу, что вызывает интенсивное
излучение в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. Кроме того, горячий
газ испускает тепловое рентгеновское излучение, а энергичные электроны,
тормозясь в плотной плазме хромосферы, дают рентгеновское излучение с
нетепловым спектром (в котором интенсивность излучения изменяется с
частотой по степенному закону).
Наконец, в солнечной атмосфере от области энерговыделения вспышки
распространяются ударные волны, скорости которых лежат в пределах 0.5 – 1
млн. м/с. Ударные волны могут воздействовать на протуберанцы, активизируя
их и иногда приводя к полному разрушению и выбрасывания вещества
протуберанца высоко в корону.
За последние годы удалось установить, что вспышки почти неизбежно
возникают в активной области, когда из–под фотосферы начинает «всплывать»
область с магнитным полем, имеющим противоположную полярность по отношению
к существующему в
18
«старой» области. Иногда это связано с появлением нескольких небольших
пятен (сателлитов), имеющих поле другого направления, в непосредственной
окрестности больших пятен (даже в области их полутени) развитой активной
области. Очевидно, что нарастающее магнитное поле определённого
направления, вторгаясь в область, «занятою» полем другого направления,
будет приводить к быстрому росту градиентов поля в этой области.
Исследования ультрафиолетового и рентгеновского (нетеплового) излучения
вспышек, проведённые в последние годы с помощью ракет и спутников,
позволили установить, что это излучение отчётливо разделяется на две
компоненты – медленно изменяющуюся и импульсивную. ''Медленная'' компонента
обычно с начала слабо, а затем всё быстрее возрастает и после достижения
максимума постепенно спадает. Импульсивная компонента появляется в момент
быстрого роста медленно меняющейся и состоит обычно из одного или
нескольких отдельных всплесков.
Таким образом, излучение вспышки практически во всех диапазонах спектра
состоит из множества различных всплесков различной продолжительности, а,
следовательно, характер изменения теплового рентгеновского излучения и
эмиссии в линии Н не может быть объяснён медленным нагревом и постепенным
охлаждением всей области, занимаемой вспышкой. Это заставляет предположить
тонкую структуру области вспышки, где процессы ускорения и нагрева частиц
происходят в отдельных, сравнительно не больших объёмах плазмы с магнитным
полем. Появление же всплесков рентгеновского излучения может быть связано с
лучами быстрых частиц, имеющих степенное распределение по энергиям.
Коротко об основных характеристиках быстрых частиц, генерируемых
вспышками можно, сказать следующее. Обычные вспышки дают электроны с
энергиями 3 – 10 кэВ с тепловым спектром, с их помощью можно объяснить
тепловое рентгеновское излучение высокотемпературной плазмы вспышки. Более
мощные вспышки порождают не ''тепловые'' электроны с энергиями 20 –100 кэВ,
иногда до 500 кэВ. При вспышках с ещё большей энергетикой появляются
протоны с энергиями 10 – 100 мэВ и релятивистские электроны. Наконец,
наиболее мощные вспышки способны приводить к появлению солнечных
космических лучей с максимальной энергией частиц, достигающей 1 – 10 ГэВ.
И так, наблюдается картина изучения вспышки в линии Н , в оптическом, а
так же в ультрафиолетовом, гамма и рентгеновском диапазонах создаётся или
непосредственно самими быстрыми частицами, или же в результате нагрева
хромосферы частицами
высоких энергий. Эта совокупность наблюдательных данных должна являться
моделью для построения моделей вспышек.
19
Радио- и рентгеновское Солнце.
В видимом свете Солнце абсолютно доминирует над всеми другими небесными
светилами, его блеск в 10 раз больше блеска Сириуса. В радио- и
рентгеновских диапазонах оно выглядит значительно скромнее. Если говорить
точнее, то в радиодиапазоне на небе наблюдается не одно, а несколько
примерно одинаковых ''солнц''. Ведь по мощности радиоизлучения наше Солнце
одинаково с радиоисточником Кассеопея А, тогда как яркость источника Лебедь
А всего в 1.6 раза, а источник Стрелец А – в 5 раз меньше. Кроме того, на
небе имеются ещё 10 радиоисточников, которые слабее Солнца всего в 10 раз.
Аналогичная картина наблюдается и в рентгеновском диапазоне. Первые попытки
обнаружить солнечное радиоизлучение были предприняты ещё в 1900 г., однако
оно было отмечено (к тому же случайно) военными радиолокационными станциями
только в 1940 и 1942 гг.
Если бы Солнце излучало как тепловой источник, имеющий температуру 6000
К, то в радиодиапазоне распределение энергии в зависимости от длинны волны
подчинялось бы формуле Рэлея – Джинса. На самом деле это будет так лишь для
волн чья длинна меньше 1 см. Интенсивность излучения спокойного Солнца на
длине волны равной 1 м. Соответствует температура порядка 200 000 К, а при
длине волны равной 10 м. – температура около одного миллиона градусов. В
период высокой солнечной активности для этих длин волн интенсивность
излучения достигает температуры соответственно 10 К и 10 К.
На фоне усиленного радиоизлучения на метровых волнах (шумовые бури
наблюдающиеся в течении нескольких часов и даже дней) время от времени
выделяются всплески длительностью около секунды. Это всплески 1 типа.
Всплески 2 типа начинаются примерно через 10 мин. после сильной
вспышки и продолжается 5 – 30 мин. Здесь в каждый данный момент времени
излучение сосредоточенно в двух частотных интервалах (на первой и второй
гормон илах)причём в процессе развития явления прои
| |  скачать работу |
Исследование Солнца - ближайшей звезды |
