СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ. Активная область на Солнце – (АО) – это совокупность изменяющихся структурных образований в некоторой ограниченной области солнечной атмосферы, связанная с усилением в ней магнитного поля от значений 10–20 до нескольких (4–5) тысяч эрстед. В видимом свете наиболее заметным структурным образованиемактивной области являются темные, резко очерченные солнечные пятна, часто образующие целые группы. Обычно среди множества более или менее мелких пятен выделяются два крупных, образующих биполярную группу пятен с противоположной полярностью магнитного поля в них. Отдельные пятна и вся группа обычно окружены яркими ажурными, похожими на сетку структурами – факелами. Здесь магнитные поля достигают значений в десятки эрстед. В белом свете факелы лучше всего заметны на краю солнечного диска, однако, в сильных спектральных линиях (особенно водорода, ионизованного кальция и др. элементов), а также в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, они значительно ярче и занимают большую площадь. Протяженности активной области достигают нескольких сотен тысяч километров, а время жизни – от нескольких дней до нескольких месяцев. Как правило, их можно наблюдать практически во всех диапазонах солнечного электромагнитного спектра от рентгеновских, ультрафиолетовых и видимых лучей до инфракрасных и радио волн. На краю солнечного диска, когда активная область видна сбоку, над нею, в солнечной короне в эмиссионных линиях часто наблюдаются протуберанцы – огромные плазменные «облака» причудливых форм. Время от времени в активной области происходят внезапные взрывы плазмы – солнечные вспышки. Они порождают мощное ионизующее излучение (в основном, рентгеновское) и проникающее излучение (энергичные элементарные частицы, электроны и протоны). Высокоскоростные корпускулярные плазменные потоки изменяют структуру солнечной короны. Когда Земля попадает в такой поток, деформируется ее магнитосфера и возникает магнитная буря. Ионизующее излучение сильно влияет наусловия в верхних слоях атмосферы и создает возмущения в ионосфере. Возможны влияния и на многие другие физические явления (см. раздел СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ).
Первые наблюдения солнечных пятен.
Иногда на Солнце даже невооруженным глазом сквозь закопченное стекло можно заметить черные точечки – пятна. Это наиболее заметные образования во внешних, непосредственно наблюдаемых слоях солнечной атмосферы. Сообщения о солнечных пятнах, иногда наблюдавшихся сквозь туман или дымы пожарищ, встречаются в старинных хрониках и летописях. Например, наиболее ранние упоминания о «местах черных» на Солнце в Никоновской летописи относятся к 1365 и 1371. Первые телескопические наблюдения в самом начале 17 в. были почти одновременно независимо друг от друга выполнены Галилео Галилеем в Италии, Иоганом Холдсмитом в Голландии, Христоформ Шейнером в Германии и Томасом Харриотом в Англии. При очень хороших атмосферных условиях на фотографиях Солнца можно иногда увидеть не только тонкую структуру солнечных пятен, но и светлые ажурные площадки вокруг них – факелы, лучше всего заметные на краю солнечного диска. При этом видно, что в отличие от идеального излучателя (например, белого гипсового шарика, равномерно освещенного со всех сторон), диск Солнца на краю кажется темнее. Это означает, что у Солнца нет твердой поверхности с яркостью, одинаковой по всем направлениям. Причина потемнения диска Солнца к краю в газовой природе внешних, охлаждающихся его слоев, в которых температура, как и в более глубоких слоях, продолжает уменьшаться наружу. На краю диска Солнца луч зрения пересекает более высокие и холодные слои его атмосферы, излучающие существенно меньше энергии.
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ
Физические особенности солнечных пятен.
Пятна и особенно группы солнечных пятен – наиболее заметные активные образования в фотосфере Солнца. Известно множество случаев, когда большие пятна на Солнце наблюдались невооруженным глазом через закопченное стекло. Пятна всегда связаны с появлением сильных магнитных полей с напряженностью до нескольких тысяч эрстед в солнечной активной области. Магнитное поле замедляет конвективный перенос тепла, из-за чего температура фотосферы на небольшой глубине под пятном уменьшается на 1–2 тысячи К. Пятна зарождаются в виде множества мелких пор, часть которых скоро гибнет, а некоторые разрастаются в темные образования с яркостью раз в 10 меньшей, чем у окружающей фотосферы. Тень солнечного пятна окружена полутенью, образованной радиальными по отношению к центру пятна волоконцами. Продолжительность существования солнечных пятен – от нескольких часов и дней до нескольких месяцев. Большинство солнечных пятен образуют вытянутые примерно вдоль солнечного экватора пары – биполярные группысолнечных пятен с противоположной полярностью магнитных полей у восточных и западных членов группы. Количество солнечных пятен и образованных ими биполярных групп циклически (т.е. за непостоянный интервал времени, в среднем близкий к 11 годам) меняется: сначала сравнительно быстро увеличиваясь, а затем медленно убывая.
Фотосферные факелы.
Вокруг пятен часто наблюдаются яркие площадки, называемые факелами от греческого слова факелос (пучок, факел). Это начальная фаза проявления солнечной активности, лучше всего заметная вблизи края солнечного диска, где контраст с невозмущенным фоном фотосферы достигает 25–30%. Факелы выглядят как совокупность мелких ярких точек (факельных гранул размером в сотни километров), образующих цепочки и ажурную сетку. Они есть практически в любой активной области на Солнце, и их появление предшествует образованию пятен. Вне активных областей факелы периодически появляются в полярных областях Солнца.
Флоккулы.
В хромосфере над факелами наблюдаются их продолжения, имеющие сходную структуру и называемые флоккулами (от латинского флоккулис– маленький клочок, пушинка). Это проявление солнечной активности в хромосфере, хорошо заметное на диске Солнца при наблюдении в спектральных линиях водорода, гелия, кальция и других элементов.
Протуберанцы и волокна.
Наибольших размеров могут достигать активные образования в солнечной короне – протуберанцы. Это облака хромосферного вещества в короне, поддерживаемые магнитными полями. Они обладают волокнистой и клочковатой структурой и состоят из движущихся нитей и сгустков плазмы, отличаясь исключительным многообразием форм: иногда это как бы спокойные стога сена, иногда – закрученные воронки, напоминающие грибы лисички, или кустарники, нередко это фигуры самых причудливых форм. Они сильно различаются также и по своим динамическим особенностям, начиная от спокойных долгоживущих образований вплоть до внезапно взрывающихся эруптивных протуберанцев. Наиболее долгоживущие, медленно изменяющиеся спокойные протуберанцы подобны занавесям, почти вертикально висящим на силовых линиях магнитного поля. При наблюдении на диске Солнца такие протуберанцы проецируются в длинные узкие волокна, которые на изображениях Солнца в красной спектральной линии водорода выглядят темными. Это объясняется тем, что вещество протуберанцев поглощает фотосферное излучение только снизу, а рассеивает его по всем направлениям.
Солнечные вспышки.
В хорошо развитой активной области иногда внезапно происходит взрыв небольшого объема солнечной плазмы. Это наиболее мощное проявление солнечной активности называется солнечной вспышкой.
Оно возникает в области изменения полярности магнитного поля, где в малой области пространства «сталкиваются» сильные противоположно направленные магнитные поля, в результате чего существенно меняется их структура. Обычно солнечная вспышка характеризуется быстрым ростом (до десятка минут) и медленным спадом (20–100 мин.). Во время вспышки возрастает излучение практически во всех диапазонах электромагнитного спектра. В видимой области спектра это увеличение сравнительно невелико: у самыхмощных вспышек, наблюдаемых даже в белом свете на фоне яркой фотосферы, оно составляет не более полутора – двух раз. Зато в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра и, особенно, в радиодиапазоне на метровых волнах это увеличение очень велико. Иногда наблюдаются всплески гамма лучей. Примерно половина общей энергии вспышки уносится мощными выбросами плазменного вещества, которое проходит через солнечную корону и достигает орбиты Земли в виде корпускулярных потоков, взаимодействующих с земной магнитосферой, что иногда приводит к появлению полярных сияний.
Как правило, вспышки сопровождаются выбросом высокоэнергичных заряженных частиц. Если во время вспышки удается зарегистрировать протоны, то такая вспышка называется «протонной». Потоки энергичных частиц от протонных вспышек представляют серьезную опасность дляздоровья и жизни космонавтов в космическом пространстве. Они могут вызывать сбои в работе бортовых компьютеров и других приборов, а также их деградацию. Самые мощные вспышки видны даже в «белом свете» на фоне яркой фотосферы, но такие события весьма редки. Впервые такую вспышку 1 сентября 1859 независимо наблюдали в Англии Кэррингтон и Ходжсон. Наблюдать солнечные вспышки легче всего в красной линии водорода, излучаемой хромосферой. В радио диапазоне усиление радио яркости в активных областях бывает настолько велико, что полный поток энергии радиоволн, идущих от всего Солнца, возрастает в десятки и даже многие тысячи раз. Эти явления называются всплесками радиоизлучения Солнца. Всплески проявляются на всех длинах волн – от миллиметровых до километровых. Они создаются распространяющимися в солнечной короне ударными волнами, порожденными вспышкой. Их сопровождают потоки ускоренных протонов и электронов, вызывающих нагрев плазмы в хромосфере и короне до температур в десятки миллионов кельвинов. Считается, что наиболее вероятным источником энергии, выделяющейся во время солнечной вспышки, является магнитное поле. При усилении напряженности магнитного поля в некоторой области хромосферы или короны происходит накопление большого количества магнитной энергии. При этом могут возникать неустойчивые состояния, приводящие к почти мгновенному взрывному процессу выделения энергии, соизмеримой с энергией миллиардов ядерных взрывов. Все явление длится от нескольких минут до нескольких десятков минут, за которые выделяется до 1025–1026 Дж (1031–32эрг) в виде энергичного выброса плазмы и потока солнечных космических лучей, а также электромагнитного излучения всех диапазонов – от рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн. Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучения от вспышек изменяют состояние земной атмосферы, вызывая магнитные возмущения, которые оказывают существенное воздействие на всю атмосферу Земли, обуславливая многие геофизические, биологические и другие явления.
Солнечные космические лучи
– поток заряженных частиц высоких энергий, ускоренных в верхних слоях солнечной атмосферы, которые возникают во время вспышек на Солнце. Они регистрируются у поверхности Земли в виде внезапных и резких повышений интенсивности космических лучей на фоне более высоко энергичных галактических космических лучей. Полученный из наблюдений верхний предел энергии частиц солнечных космических лучей eк» 2·1010эВ. Нижняя граница их энергии неопределённа и превышает мега электрон вольт (eк Ј 106 эВ). Во время некоторых вспышек она опускается ниже 105 эВ, т.е., по существу, смыкается с верхней границей энергии частиц солнечного ветра. Условно принятый нижний предел энергии солнечных космических лучей составляет 105 – 106 эВ. При меньших энергиях поток частиц приобретает свойства плазмы, для которой уже нельзя пренебрегать электромагнитным взаимодействием частиц между собой и с межпланетным магнитным полем.
Основную долю солнечных космических лучей составляют протоны с eкі106 эВ, имеются также ядра с зарядомZі 2 (вплоть до ядер 28Ni) и энергией eк от 0,1 до 100 МэВ/нуклон, электроны с eкі 30 кэВ (экспериментальный предел). Зарегистрированы заметные потоки дейтронов 2H, установлено наличие трития 3Н и основных изотопов С, О, Ne и Аr. Во время некоторых вспышек возникает заметное количество ядер изотопа 3Не. Относительное содержание ядер с Zі 2 в основном отражает состав солнечной атмосферы, тогда как доля протонов меняется от вспышки к вспышке.
Комплекс явлений (процессов), предшествующих моменту t0 генерации солнечных космических лучей, а также процессов, происходящих вблизи момента t0 (сопутствующие эффекты) и сопровождающих генерацию солнечных космических лучей (с запаздыванием Т относительно моментаt0 или t0 + Dt, где Dt – длительность ускорения), называется солнечным протонным событием (СПС). Для частиц с eк і 108 эВ зависимость от времени интенсивности потока солнечных космических лучей у Земли (временной профиль СПС) имеет характерный несимметричной вид. Он изображается кривой с очень быстрым нарастанием (за минуты и десятки минут) с более медленным (от нескольких часов до » 1 суток) спадом. При этом амплитуда возрастания на поверхности Земли может достигать сотен и тысяч процентов по отношению к фоновому потоку галактических космических лучей. По мере удаления от поверхности Земли (в стратосфере, на орбитах ИСЗ и в межпланетном пространстве) энергетический порог регистрации солнечных космических лучей постепенно снижается, а частота наблюдаемых протонных событий значительно увеличивается. При этом временной профиль лучей, как правило, растягивается на несколько десятков часов
Распределение солнечных космических лучей по энергиям и зарядам у Земли определяется механизмом ускорения частиц в источнике (солнечная вспышка), особенностями их выхода из области ускорения и условиями распространения в межпланетной среде, поэтому форму спектра солнечных космических лучейнадежно установить весьма трудно. По-видимому, она неодинакова в различных интервалах энергии: в представлении дифференциального энергетического спектра степенной функцией ~e-–gк показатель gпо мере уменьшения энергии убывает) (спектр становится более пологим). В межпланетных магнитных полях спектр заметно трансформируется со временем, при этом значение gувеличивается и спектр остается круто падающим, т.е. число частиц быстро уменьшается с ростом энергии. Показатель спектра в источнике может меняться от события к событию в пределах 2 ЈgЈ 5 в зависимости отмощности СПС и рассматриваемого интервала энергий, а у Земли – соответственно в пределах 2 ЈgЈ 7. Полное число ускоренных протонов, вышедших в межпланетное пространство во время мощного СПС, может превышать 1032, а их суммарная энергия і1031 эрг, что сравнимо с энергией электромагнитного излучения вспышки.
Высота, на которой происходит ускорение частиц в атмосфере Солнца, по-видимому, неодинакова для разных вспышек: в одних случаях область ускорения (источник) находится в короне, при концентрации частиц плазмып ~ 1011 см–3, в других – в хромосфере, где п~ 1013 см–3. На выход солнечных космических лучей за пределы солнечной атмосферы существенно влияет конфигурация магнитных полей в короне.
Ускорение частиц тесно связано с механизмом возникновения и развития самих солнечных вспышек. Основным источником энергии вспышки является магнитное поле. При его изменениях возникают электрические поля, которые и ускоряют заряженные частицы. Наиболее вероятными механизмами ускорения частиц во вспышках принято считать электромагнитные. Частицы космических лучей с зарядом Ze,массой Атри скоростью n в электромагнитных полях принято характеризовать магнитной жесткостью R = Ampсn/Ze, где А – атомный номер элемента. При ускорении квазирегулярным электрическим полем, возникающим при разрыве нейтрального токового слоя во вспышке, в процессускорения вовлекаются все частицы горячей плазмы из области разрыва, при этом формируется спектр солнечных космических лучей вида ~ ехр (–R/R0), где R0 – характеристическая жесткость. Если магнитное поле в области вспышки меняется регулярным образом (например, растет со временем по определенному закону), то возможен эффект бетатронного ускорения. Такой механизм приводит к степенному спектру по жесткостям (~ R–g). В сильно турбулентной плазме солнечной атмосферывозникают также нерегулярно меняющиеся электрические и магнитные поля, которые приводят к стохастическому ускорению. Наиболее детально разработан механизм статистического ускорения при столкновениях частиц с магнитными неоднородностями (механизм Ферми)
