Физика солнечных вспышек (стр. 3 из 3)

Перед вспышкой

Что предшествует вспышке? В какой момент времени она происходит? Рассмотрим эти вопросы на примере модели "Радуга", разрабатываемой в отделе физики Солнца ГАИШ МГУ.

Начнем с процесса накопления энергии перед вспышкой. Главными факторами здесь являются медленные течения фотосферной плазмы, несущей магнитные поля. Фотосферные течения, направленные к нейтральной линии, принято называть конвергентными, а течения вдоль нее называются сдвиговыми.

Очевидно, конвергентные течения стремятся сжать фотосферную плазму и "вмороженное" в нее (движущееся вместе с плазмой) магнитное поле в окрестности нейтральной линии. Это приводит к формированию медленно пересоединяющего токового слоя вдоль сепаратора. При этом магнитное поле приобретает избыток магнитной энергии токового слоя. Сдвиговые течения в фотосфере растягивают линии магнитного поля в короне в направлении, параллельном сепаратору.

Суммарный избыток магнитной энергии в короне, создаваемый течениями плазмы в фотосфере, называют "свободной магнитной энергией". Именно она полностью или частично "освобождается" во время вспышки, точнее говоря, превращается из энергии поля в тепловую и кинетическую энергию частиц солнечной плазмы.

Как происходит вспышка

В модели "Радуга" предполается, что процесс быстрого пересоединения, то есть первичное энерговыделение во вспышке, начинается на сепараторе вблизи его вершины.

В процессе пересоединения первой пары линий поля создается новая линия. При этом происходит быстрое превращение соответствующей порции энергии магнитного поля в энергию частиц плазмы. Ускоренные частицы за очень короткое время долетают вдоль пересоединенной линии поля к ее основаниям в хромосфере. Здесь они отдают свою энергию: тормозятся и нагревают хромосферную плазму, порождая пару "ярких точек", называемых "вспышечные ядра эмиссии".

Рис. 8 - Так выглядит магнитное поле перед вспышкой:

а) магнитные линии f1 и f1' ближе всего расположены к токовому слою (RCL).

Они пересоединяются первыми в начале вспышки.

б) во время вспышки в момент быстрого пересоединения магнитного поля.

f2 и f2' - новые пересоединенные магнитные линии.

Pa и Pb - вспышечные ядра эмиссии. Их кажущееся смещения показаны зелеными стрелками.

Быстрое пересоединение следующей пары линий магнитного поля создает другую линию поля и новую пару ярких точек. А наблюдателю на Земле или на космической станции кажется, что оба вспышечных ядра движутся друг к другу.

Реально во вспышке в процессе пересоединения участвуют, разумеется, не две линии поля, а два магнитных потока, которые взаимодействуют между собой не в одной точке, а вдоль всего сепаратора. Поэтому пересоединение порождает не две яркие точки в хромосфере, а две вспышечные ленты.

Модель "Радуга" объясняет наличие в наблюдаемой картине вспышки двух эффектов. Во-первых, вспышечные ленты в ходе вспышки должны двигаться в противоположные стороны от фотосферной нейтральной линии. Во-вторых, наиболее яркие участки вспышечных лент могут двигаться навстречу друг другу, если освобождается магнитная энергия, накопленная за счет сдвиговых течений фотосферной плазмы, параллельных нейтральной линии.

Разумеется, реальные вспышки на Солнце не столь симметричны, как упрощенные модельные структуры. В активных областях на Солнце одна полярность магнитного поля в фотосфере, как правило, доминирует над другой. Тем не менее, модель "Радуга" - хорошая основа для сравнения теории пересоединения при вспышке с современными многоволновыми их наблюдениями.

Рис. 9 - Вспышка (рентгеновский балл X5.7) 14 июля 2000 г. Показано положение наиболее яркого источника излучения, К1, в диапазоне 53-93 кэВ, по данным жесткого рентгеновского телескопа HXT на спутнике "Yohkoh" в начале (желтые контуры) и в конце (голубые контуры) всплеска жесткого рентгеновского излучения. Зеленая стрелка - смещение центроида излучения С, за время всплеска порядка 20 с. Красной стрелкой показано движение самого большого солнечного пятна Р1 в течение двух дней, предшествовавших вспышке. Оно складывается из двух частей: движение к упрощенной нейтральной линии SNL и движение вдоль нее.

Во время вспышки происходит быстрая "релаксация стрессов" магнитного поля в короне. Подобно тому, как спусковой крючок освобождает сжатую пружину, пересоединение при вспышке обеспечивает быстрое превращение накопленного в активной области на Солнце избытка энергии поля в тепловую и кинетическую энергию частиц.

Перспективы изучения вспышек

Изучение солнечных вспышек необходимо для создания научно обоснованного, надежного прогноза радиационной обстановки в ближнем космосе. В этом практическая задача теории вспышек. Важно, однако, и другое. Вспышки на Солнце необходимо изучать для понимания различных вспышечных явлений в космической плазме. В отличие от вспышек на других звездах, а также многих других аналогичных (или кажущихся аналогичными) нестационарных явлений во Вселенной, солнечные вспышки доступны самому всестороннему исследованию практически во всем электромагнитном диапазоне - от километровых радиоволн до жестких гамма-лучей. Физика солнечных вспышек - своеобразный разрез через многие области современной физики: от кинетической теории плазмы до физики частиц высоких энергий.

Современные космические наблюдения позволяют видеть появление и развитие солнечной вспышки в УФ- и рентгеновских лучах с высоким пространственным, временным и спектральным разрешением. Огромный поток наблюдательных данных о вспышках и вызываемых ими явлениях в атмосфере Солнца, межпланетном пространстве, магнитосфере и атмосфере Земли дает возможность тщательно проверять все результаты теоретического и лабораторного моделирования вспышек.