|
|
Рис. 1. Солнце в рентгеновских лучах
(космическая лаборатория "Skylab"). Ярко светится горячий газ
солнечной короны, особенно заметный над активными областями Солнца.
|
Рис. 2. Изображение горячей (1,5 x 106
К) солнечной короны, полученное в ультрафиолетовых лучах обсерваторией SOHO
(Solar and Heliospheric Observatory), запущенной в декабре 1995 года, то есть
в период минимума солнечной активности. Многочисленные яркие области -
вспышки в короне - видны по всему диску Солнца. Совокупность вспышечных
корональных петель на краю диска (справа) отражает эффект присутствия
магнитного поля, силовые линии которого формируют анфиладу арок, образуя
своеобразный туннель. Эти и другие данные, полученные SOHO, показывают, что
Солнце непредвиденно активно даже в течение спокойной фазы 11-летнего цикла
(из материалов NASA Resources for Educators).
|
Следующий этап был связан с программой Года солнечного
максимума (1971-1981 годы) и работавшими в тот период орбитальными станциями
"Solar Maximum Mission (SMM)" (США, Европа) и "Hinotori"
(Япония). Основной упор был сделан на спектроскопию вспышек в рентгеновской
области спектра. Было открыто явление хромосферного испарения вещества в
солнечной вспышке, за которым следует его выброс в корону с огромными
скоростями, что проявляется в рентгеновских линиях. Были обнаружены вспышки в
короне - увеличение яркости в рентгеновских и ультрафиолетовых лучах (Рис. 2),
не сопровождаемое одновременным ростом яркости в хромосфере.
Последний, завершившийся этап связан с программой
"Вспышки 22-го солнечного цикла" и полетом орбитальной обсерватории
"Yohkon" (Япония, США), оснащенной рентгеновскими телескопами для
получения изображения Солнца в мягком и жестком диапазонах (Рис. 3).
Рис. 3. Серия изображений Солнца, полученных обсерваторией
"Yohkon". Видны временные вариации мягкого рентгеновского излучения.
Наблюдения выполнялись на телескопе, регистрирующем кванты в области ~10 A с
энергией ~1 кэВ (из материалов NASA Resources for Educators).
Телескоп мягкого рентгена впервые обеспечил
возможность проследить динамику корональных петель. Эти петли в обычном, не
возбужденном вспышкой состоянии представляют собой слабоконтрастные
образования, которые не были доступны наблюдениям ранее. 2 ноября 1992 года
удалось впервые пронаблюдать процесс образования петельной туннельной
структуры, вершина которой периодически вытягивалась вверх и вновь замыкалась.
Процесс оказался аналогичен процессу вытягивания хвоста магнитосферы Земли в
ходе магнитной суббури. Удалось также проследить изменения петельной структуры
активной области во время мощной вспышки (Рис. 4).
Рис. 4. Девять изображений рентгеновской (1 кэВ, 10 A)
вспышки 2 ноября 1992 года, полученных в различные моменты времени
обсерваторией "Yohkon" (из статьи J. Seely et al.: Proc. Kofu Sympos.
NRO. Report No 360, July 1994). Лимб Солнца хорошо виден на последних двух снимках.
Первое изображение с хорошей экспозицией получено через бериллиевый фильтр в
03h07m30s вблизи максимума вспышки. Самой замечательной особенностью в полной
последовательности изображений является яркая эмиссионная область на вершине
петли. Вид этой вспышки большой длительности изменялся очень медленно: к 10h13
m36s яркая эмиссионная область состояла, возможно, из трех петель, каждая из
которых оставалась яркой на вершине. По мере роста и изменения структуры петли
наиболее яркая область оставалась по-прежнему на вершине петли и даже в
21h41m00s все еще различима. Это означает, что энергия была запасена в вершине
петли и механизм нагрева действовал в течение периода порядка десятков часов. В
течение этого периода видимая высота этой яркой области над солнечным лимбом
увеличилась от 27000 до 90000 км.
Этот процесс взрывного типа идет, конечно, быстро и
требует не только высокого временного разрешения, которое ранее было
недоступно, но и большого динамического диапазона приемника излучения, так как
он идет одновременно в ярких и слабосветящихся структурах. Происходит не только
вытягивание петель высоко в корону над активной областью, но и сложная
структурная перестройка в нижней короне, характер которой не выявляется
однозначно при одноаспектных (то есть с одного направления) наблюдениях.
Некоторые неоднозначности в описании системы
вспышечных петель можно снять при стереоскопических многоаспектных наблюдениях,
и здесь мы логически подходим к обоснованию необходимости наблюдений Солнца с
двух и более направлений, то есть наблюдений с определенной стереоскопической
базой. Поскольку корона является оптически тонким объектом, то изображения,
получаемые с одним инструментом, то есть из одной какой-либо точки
пространства, представляют собой интеграл по лучу зрения. Результирующая
двумерная картина неизбежно содержит неоднозначность по третьему измерению. Эта
неоднозначность может быть устранена применением томографии, то есть путем
наблюдений с нескольких направлений (в идеале не менее четырех под углом 45°
друг к другу) и последующим восстановлением трехмерного изображения. Принципы
солнечной томографии заимствуются из медицинской томографии, основы которой
хорошо известны.
Все изложенное позволяет сделать вывод, что рождение
новых методов внеатмосферных наблюдений Солнца в рентгеновском диапазоне и
интенсивные наблюдения в рамках международных кооперативных наблюдательных
программ привели к ряду открытий в физике Солнца. Созданные к настоящему
времени комплексы рентгеновских телескопов могут быть использованы в многоаспектных
наблюдениях Солнца, призванных дать принципиально новую информацию о
пространственной структуре быстропротекающих процессов в солнечной короне.
Параметры рентгеновских вспышек в
11-летних циклах Солнца
Солнечные вспышки представляют собой быстрый процесс
высвобождения большого количества энергии. В последние десятилетия аналогичные
процессы - звездные вспышки - наблюдаются на некоторых классах звезд. Наиболее
вспыхивающими являются красные карликовые звезды типа UV Кита [1].
Интерпретация вспышек на них основывается на внутренней физической аналогии
между активностью Солнца и активностью красных карликовых звезд, конвективные
зоны которых подобны. В результате сопоставления двух типов вспышечной
активности достигается более полная картина генерации вспышек на звездах.
Однако общие успехи моделирования, в частности солнечных вспышек, до некоторой
степени снизили интерес к изучению таких параметров вспышек, как их
интегральные (по времени) энергии и временные шкалы (длительность
энерговыделения), которые несут много информации об энергетике вспышек во всем
диапазоне энерговыделения. Попыткой восполнить этот пробел явились исследования
[2], [3] энергетических спектров рентгеновских вспышек, выполненные для одного
и двух 11-летних циклов солнечной активности. Вспышки отражают энергетику
соответствующих магнитных полей, и поведение параметров вспышек в 11-летнем
цикле представляет значительный интерес.
Солнечные энергетические спектры
Оценки энергии вспышек в [4] показывают, что
распределения их интегральных по времени значений энергий могут быть
представлены степенной функцией
N ~ E-. Универсальность такого
распределения была доказана для вспышек рентгеновского диапазона (1-8 A),
причем показатель энергетического спектра заметно изменялся в цикле [2]
,[3]. Энергетический спектр вспышек Солнца, то есть зависимость частоты вспышек
с некоторой полной энергией излучения от значения этой полной энергии, можно
строить для короткого интервала времени (год). Для этого рассчитывается
накопленное число вспышек за год N(Em), то есть средняя частота вспышек с
энергией, превышающей заданное значение энергии. Пример таких зависимостей для
различных фаз цикла Солнца показан на Рис. 5.
Рис. 5. Интегральные энергетические спектры для эпох:
1 - подъем (1977-1978 годы); 2 - максимум (1979-1982 годы); 3 - спад (1983-1985
годы), 4 - минимум 11-летнего цикла (1986-1987 годы). Наклон линейного участка
дает показатель спектра .
Исходя из линейного участка соотношения lg N - lgE,
можно определить показатель как наклон прямой в двойных
логарифмических координатах, что соответствует степенной функции.
Энергетические спектры солнечных вспышек в области
мягкого рентгеновского излучения были построены [3] для каждого года отдельно -
с 1972-го по 1974-й и с 1977-го по 1995-й, -- и обнаружена четкая корреляция
спектральных индексов с фазой солнечного цикла (Рис. 6).
Рис. 6. Изменение показателя интегрального энергетического
спектра рентгеновских вспышек в течение двух циклов солнечной активности (W -
числа Вольфа).
Кроме спектральных индексов по интегральному
распределению определялись минимальные и максимальные, а также средние энергии
вспышек за каждый год цикла.
Средняя мощность энерговыделения в единичном
вспышечном акте рассчитывалась по соответствующим среднегодовым параметрам.
Практически все энергетические параметры вспышек заметно меняются с изменением
фазы цикла, возрастая в целом от минимума к максимуму цикла.
Рентгеновские наблюдения солнечных вспышек более
удобны для статистического анализа, так как они аналогичны наблюдениям звездных
вспышек, где сразу получается кривая блеска, и имеют преимущество перед
оптическими солнечными наблюдениями, где необходимо проводить интегрирование по
поверхности вспышек.
Временные характеристики вспышек
Кроме распределения вспышек по энергиям определенный
интерес представляет и распределение вспышек по длительности рентгеновского
всплеска. Фактически оно отражает действие по времени первичного источника
энерговыделения. Первые исследования в этом направлении показали, что длительность
всплеска в жестком рентгеновском диапазоне существенно зависит от уровня
солнечной активности в данный период.
Мягкий рентгеновский диапазон (1-8 A) представляет
интерес, поскольку он описывает тепловую фазу энерговыделения с длительностями
от 60 с до ~10 ч, охватывая тем самым практически весь временной диапазон
оптических вспышек. С этой целью были построены дифференциальные распределения
вспышек по длительности, которые также аппроксимируются степенной функцией.
Отметим, что общий характер спектра длительностей в области максимума
(продолжительность 300-720 с) практически не меняется. Обращает на себя
внимание тот факт, что форма дифференциального спектра длительностей вспышек
острее и уже именно в минимуме цикла, то есть вероятность наблюдать вспышки
продолжительностью 6-10 мин больше в минимуме 11-летнего цикла.
Рентгеновское излучение вспышек в диапазоне 1-8 A
обозначается соответствующим индексом (А, В, С, М, Х), характеризующим порядок
величины потока в этом диапазоне (10-8, 10-7 Вт/м2 и т.д.) с последующим числом
в пределах от 1 до 9,9, дающим само значение потока.
Некоторые представления о частоте появления вспышек
баллов В, С, М, Х в течение года и распределении их в цикле солнечной
активности получены [6] из анализа годичных распределений вспышек по баллам за
период 1977-1995 годов. Можно отметить, что:
а) в пределах цикла присутствуют вспышки практически
всех баллов, но удельный вес (% от всех вспышек для каждого года) слабых (балла
В) больше в минимуме цикла, а сильных (балла М, Х) - в максимуме;
б) примерно 66% всех наблюдаемых явлений - это вспышки
балла С и 21% - вспышки балла В (за период 1977-1995 годов).
Поведение функции распределения относительного
количества вспышек каждого балла в течение двух циклов солнечной активности
зависит от фазы солнечного цикла. Оценки годичных значений средней
продолжительности вспышек показали общую зависимость между продолжительностью и
баллом вспышки, то есть продолжительности вспышек увеличиваются с возрастанием
их балла и составляют в среднем 15, 25, 45, 76 мин соответственно для классов
В, С, М, Х.
Систематическое количественное исследование временных
и энергетических характеристик вспышек во всем диапазоне их изменения позволило
вывести важные заключения о характере протекания вспышечной активности Солнца,
и в частности установить изменения временных и энергетических параметров
вспышек с фазой 11-летнего цикла.
Корреляция всех характеристик энергетического спектра
солнечных вспышек в области мягкого рентгеновского излучения с фазой 11-летнего
цикла Солнца может служить отправной фундаментальной зависимостью для выявления
циклической переменности на карликовых звездах типа UV Кита.
Список литературы
Гершберг Р.Е. Солнечная активность в мире звезд. М.:
Знание, 1990. 64 с.
Kasinsky V.V., Sotnikova R.T. Solar and
Stellar Flares. I.A.U. Colloq. No 104. Poster
Papers. Stanford, USA, 1989. P. 255-258.
Sotnikova R.T. // JOSO Annu. Rept. 1998. P.
158-159.
Hudson H.S. // Solar Phys. 1991. V. 133. P.
357-369.
Кацова М.М., Лившиц М.А. Активность молодых звезд. М.:
Знание, 1986. 61 с.
Сотникова Р.Т., Москаленко А.В. // Труды VII симпоз.
по солнечно-земной физике России и стран СНГ. Троицк, 1999. С. 156-161.
Для подготовки данной работы были использованы
материалы с сайта http://www.kosmofizika.ru