Солнце в рентгеновских лучах (стр. 2 из 3)
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.
В литературе по звездным вспышкам [1],[5] природа цикличности на звездах практически не объясняется, однако рассматривается общий аспект роли магнитных полей в образовании вспышек. Такое обсуждение, очевидно, полезно, поскольку магнитная активность Солнца (звезды класса G2) носит циклический характер, что не вызывает никаких сомнений. Поэтому возможно, что изменение энергетических параметров солнечных вспышек в цикле является следствием 11-летнего магнитного цикла. Вместе с тем в звездном аспекте связь вспышек с магнитными полями вызывает множество возражений. Так, появление долгоживущих магнитных полей порядка нескольких тысяч эрстед ("Каталог магнитных звезд Бэбкокка") является наблюдательным фактом, но ни одна из этих звезд не обладает ярко выраженной вспышечной активностью. Наоборот, у вспыхивающих звезд не подтверждается наличие сильных магнитных полей. Трудности имеются и в объяснении механизма аннигиляции магнитного поля как энергоисточника вспышек. Поэтому полученные данные [2],[3] можно рассматривать в свете остающейся нерешенной проблемы звездно-солнечных вспышек.
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: