У яких роках спалахували на сонці. Спалахи на сонці та магнітні бурі

Незважаючи на те, що наше світило виглядає спокійним та постійним, воно може іноді вибухати, випускаючи величезну кількість енергії – астрономи називають ці події сонячними спалахами. Спалахи відбуваються в атмосфері нашої зірки, а також у короні та хромосфері. Плазма нагрівається до десятків мільйонів градусів Кельвіна і частки прискорюються майже до швидкості світла.

В одну мить виділяється 6 х 10*25 Дж енергії. Космічні телескопи спостерігають яскраві викиди рентгенівського та ультрафіолетового випромінювання під час активності нашого світила.

Спалахи на Сонці сьогодні та онлайн можна подивитися нижче, інформація викладається онлайн із супутника GOES 15. Їх кількість та сила змінюється з 11-річним сонячним циклом.

Зображення оновлюється автоматично

Фотографія в режимі реального часу

GOES 15 - космічний апарат, що має складний рентгенівський телескоп для моніторингу та раннього виявлення Сонячних спалахів, викидів корональної маси та інших явищ, які впливають на космічну погоду Землі та навколишнього простору.

Моніторинг

За допомогою графіка нижче можна переглянути силу Сонячних спалахів на кожен день. Умовно вони поділяються на три класи: C, M, X, максимальне значення хвилі червоної лінії характеризує силу. Максимальна сила класу Х.

Раннє попередження про спалахи важливе, оскільки вони впливають не лише на безпеку людей на орбіті (зокрема МКС), а й на військовий та комерційний супутниковий зв'язок. Крім того, корональні викиди маси можуть пошкодити міжміські електромережі, що може призвести до значних відключень світла.

Дані про спалахи сьогодні із супутника GOES

На зображенні, що динамічно оновлюється, показаний даний по рентгенівському випромінюванню нашої зірки, з періодом оновлення 5 хвилин. Цей позначений помаранчевим, отримані в смузі пропускання 0,5-4,0 ангстрем (0,05-0,4 нм), червоним 1-8 ангстрем (0,1-0,8 нм).

Коли Сонце активно, вони можуть відбуватися досить часто. Спалахи часто йдуть пліч-о-пліч з корональними викидами маси. 2013 рік буде одним з найбільших ризиків при польоті людини в космос. Коли сильний викид корональної маси, спрямований у бік Землі, величезна кількість випромінювання проходить у безпосередній близькості від нашої планети.

Так як частинки прискорені майже до швидкості світла, небезпечний шторм випромінювання прийде за кілька хвилин після спалаху на поверхні Сонця.

Під час потужної Сонячної бурі, астронавти будуть мати менше 15 хвилин, щоб знайти захист, і не отримати потенційно смертельну дозу радіації.

Так виглядають спалахи поблизу

Найпотужніший спалах, з коли-небудь зареєстрованих, стався 4 листопада 2003 року, під час найвищої точки активності нашої зірки. Світило викинуло настільки величезну кількість енергії, що зашкодило датчики на одному з геостаціонарних екологічних супутників НАСА.

Дані за сьогодні

На шкалі, яка постійно оновлюється, існує 5 категорій (за ступенем зростання потужності випромінювання): A, B, C, M і X. Також кожному спалаху надається певна кількість. Для перших 4-х категорій це число від 0 до 10, а категорії X — від 0 і від.

Б.В. Сомов, доктор фізико-математичних наук, Державний астрономічний інститут ім. П.К. Штернберга, МДУ

Під час великого спалаху потік жорсткого електромагнітного випромінювання Сонця зростає у багато разів. У невидимих для нас ультрафіолетових (УФ), рентгенівських та гамма-променях наше світило стає "яскравішим за тисячу сонців". Випромінювання досягає орбіти Землі через вісім хвилин після початку спалаху. Через кілька десятків хвилин приходять потоки заряджених частинок, прискорених до гігантських енергій, а за дві-три доби - величезні хмари сонячної плазми. На щастя, озоновий прошарок атмосфери Землі захищає нас від небезпечного випромінювання, а геомагнітне поле - від частинок. Однак навіть на Землі, тим більше в космосі, сонячні спалахи небезпечні і необхідно вміти їх прогнозувати заздалегідь. Що ж таке сонячний спалах, як і чому він виникає?

Сонце та ми

Найближча до нас зірка – Сонце – народилася близько 5 млрд. років тому. Усередині неї йдуть ядерні реакції, завдяки яким існує життя Землі. Побудовані на основі сучасних спостережень теоретичні моделі будови та еволюції Сонця не залишають сумнівів у тому, що вона сяятиме ще мільярди років.

Сонячне випромінювання – головне джерело енергії для земної атмосфери. Фотохімічні процеси в ній особливо чутливі до жорсткого ультрафіолетового випромінювання, яке викликає сильну іонізацію. Тому, коли Земля була молодою, життя існувало тільки в океані. Пізніше, приблизно 400 млн років тому, з'явився озоновий шар, що поглинає іонізуюче вивчення, і життя вийшло на сушу. З того часу озоновий шар захищає нас від руйнівної дії жорсткого УФ-випромінювання.

Магнітне поле Землі, її магнітосфера перешкоджає проникненню до Землі швидких заряджених частинок сонячного вітру (Земля і Всесвіт, 1974 № 4; 1999 № 5). Коли його пориви взаємодіють із магнітосферою, частина частинок все-таки висипається поблизу магнітних полюсів Землі, породжуючи полярні сяйва.

На жаль, гармонію наших відносин із Сонцем порушують сонячні спалахи.

Спалах на Сонці

Останні десятиліття відразу кілька космічних обсерваторій уважно вдивляються в "розгніване" Сонце за допомогою спеціальних рентгенівських та УФ-телескопів. Нині таких космічних апаратів чотири: американські "SOHO" (Solar and Heliospheric Observatory - сонячна геліосферна обсерваторія; Земля та Всесвіт, 2003, № 3), "TRACE" (Transition Region and Coronal Explorer - дослідник корони та перехідного шару), "RH (Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager - сонячний спектральний телескоп високоенергійного випромінювання ім. Раматі) та російський супутник "Коронас-Ф" (Земля та Всесвіт, 2002 № 6).

Величезний інтерес до спалахів на Сонці не випадковий. Великі спалахи мають сильний вплив на навколоземний космічний простір. Потоки частинок та випромінювання небезпечні для космонавтів. Крім того, вони можуть пошкодити електронні прилади космічних апаратів, порушити їхню роботу.

УФ- та рентгенівські промені від спалаху раптово збільшують іонізацію у верхніх шарах атмосфери Землі, в іоносфері. Це може призводити до порушень радіозв'язку, збоїв у роботі радіонавігаційних приладів кораблів та літаків, радіолокаційних систем, довгих ліній електропостачання. Частинки високих енергій, проникаючи у верхню атмосферу Землі, руйнують озоновий шар. Зміст озону зменшується рік у рік. Наукову дискусію викликає питання про можливий зв'язок спалахової активності Сонця з кліматом Землі.

Ударні хвилі та викиди сонячної плазми після спалахів сильно обурюють магнітосферу Землі, викликають магнітні бурі (Земля та Всесвіт, 1999 № 5). Важливо, що обурення магнітного поля лежить на поверхні Землі можуть проводити живі організми, стан біосфери Землі (Земля і Всесвіт, 1974, № 4; 1981, № 4), хоча цей вплив здається зневажливо малим проти іншими чинниками нашого повсякденного життя.

Прогнозування спалахів

Необхідність прогнозування сонячних спалахів виникла давно, але особливо гостро у зв'язку з пілотованими космічними польотами. Довгий час майже незалежно та практично безрезультатно розроблялися два підходи до вирішення цієї проблеми. Їх можна умовно назвати синоптичним та каузальним (причинним). Перший - подібний до прогнозів погоди - базувався на вивченні морфологічних особливостей передспалахових ситуацій на Сонці. Другий метод має на увазі знання фізичного механізму спалаху і, відповідно, розпізнавання передспалахової ситуації шляхом її моделювання.

До початку космічних досліджень протягом багатьох років спостереження спалахів велися переважно в оптичному діапазоні електромагнітного випромінювання: в лінії водню Нa і в "білому світлі" (безперервному спектрі видимого випромінювання). Спостереження в магнітно-чутливих лініях дозволили встановити тісний зв'язок спалахів з магнітними полями на поверхні Сонця (фотосфері). Часто спалах видно як збільшення яскравості хромосфери (шар безпосередньо над фотосферою) у вигляді двох стрічок, що світяться, розташованих в областях магнітних полів протилежної полярності. Радіоспостереження підтверджували цю закономірність, що має принципове значення для пояснення механізму спалаху. Однак його розуміння залишалося на суто емпіричному рівні, а теоретичні моделі (навіть найправдоподібніші) здавалися зовсім не переконливими (Земля і Всесвіт, 1974 № 4).

Рис. 1 - Сонячний спалах (рентгенівський бал Х5.7), зареєстрований 14 липня 2000 р. із супутників "TRACE" та "Yohkoh". Видно аркада спалахових петель: ліворуч в УФ (195 А); у центрі – у м'якому рентгенівському випромінюванні; праворуч - джерела жорсткого рентгенівського випромінювання (53 - 94 кеВ), розташовані вздовж спалахових стрічок - основи аркади. NL – фотосферна нейтральна лінія.

Вже перші позаатмосферні спостереження за допомогою космічних апаратів показали, що сонячні спалахи є корональним, а не хромосферним явищем. Сучасні багатохвильові спостереження Сонця з космічних та наземних обсерваторій свідчать про те, що джерело енергії спалаху розташоване над аркадою спалахових петель (світлі смуги на малюнку зліва) у короні, що спостерігаються у м'якому рентгенівському та УФ-випромінюванні. Аркади спираються на хромосферні спалахові стрічки, які розташовані по різні боки лінії поділу полярності фотосферного магнітного поля, або фотосферної нейтральної лінії.

Енергія спалаху

Сонячна спалах - найпотужніший з усіх проявів активності Сонця. Енергія великого спалаху досягає (1-3)x1032 ерг, що приблизно сто разів перевищує теплову енергію, яку можна було б отримати при спалюванні всіх розвіданих запасів нафти і вугілля Землі. Ця гігантська енергія виділяється на Сонці за кілька хвилин і відповідає середній (за час спалаху) потужності 1029 ерг/с. Однак це менше сотих часток відсотка від потужності повного випромінювання Сонця в оптичному діапазоні, що дорівнює 4x1033 ерг/с. Вона називається сонячною постійною. Тому при спалаху немає помітного збільшення світності Сонця. Лише найбільші їх можна побачити у безперервному оптичному випромінюванні.

Звідки і як черпає свою величезну енергію сонячний спалах?

Джерело енергії спалаху – магнітне поле в атмосфері Сонця. Воно визначає морфологію та енергетику тієї активної області, де станеться спалах. Тут енергія поля набагато більша, ніж теплова та кінетична енергія плазми. Під час спалаху відбувається швидке перетворення надлишкової енергії поля на енергію частинок та зміни плазми. Фізичний процес, що забезпечує таке перетворення, називається магнітним переєднанням.

Що таке переєднання?

Розглянемо найпростіший приклад, який показує явище магнітного переєднання. Нехай два паралельні провідники розташовані на відстані 2l один від одного. По кожному із провідників тече електричний струм. Магнітне поле цих струмів складається із трьох різних магнітних потоків. Два з них - Ф1 і Ф2 - належать відповідно до верхнього і нижнього струмів; кожен потік охоплює свій провідник. Вони розташовані всередині сепаратрисної лінії поля А1А2 (сепаратриси), яка утворює "вісімку" з точкою перетину X. Третій потік розташований поза сепаратрисною лінією. Він належить одночасно обом провідникам.

Якщо ми змістимо обидва провідники у напрямку один до одного на величину dl, то магнітні потоки перерозподіляться. Власні потоки кожного струму зменшаться на величину dФ, а їх загальний потік збільшиться на ту ж величину (об'єднаний потік Ф1" і Ф2"). Цей процес називається переєднанням ліній магнітного поля, або просто магнітним переєднанням. Він здійснюється в такий спосіб. Дві лінії поля підходять до точки X зверху і знизу, зливаються з нею, утворюючи нову сепаратрису, і потім з'єднуються так, щоб утворити нову лінію поля, яка охоплює обидва струми.

Рис. 2 - Магнітне поле двох паралельних електричних струмів однакової величини I:

a) у початковий час; А1А2 – сепаратрису; Ф1Ф2 – магнітний потік до переєднання;

А3 – лінія поля загального магнітного потоку двох струмів;

б) після усунення провідників на відстань dl один до одного. А1А2 – нова сепаратриса; Ф1Ф2 – переєднаний магнітний потік. Він став загальним потоком двох струмів; лінія X проходить перпендикулярно до площини малюнка;

в) магнітне переєднання в плазмі. Показано проміжний (передспалаховий) стан з непереєднуючою (повільно переєднують) струмовим шаром CL.

Зазначимо, що таке переєднання у вакуумі за всієї його простоти - реальний фізичний процес. Його можна легко відтворити у лабораторії. Переєднання магнітного потоку індукує електричне поле, величину якого можна оцінити, розділивши величину dФ характерний час процесу переєднання dt, тобто час руху провідників. Це поле пришвидшуватиме заряджену частинку, поміщену поблизу точки Х, точніше кажучи, лінії Х.

Б.В. Сомов, доктор фізико-математичних наук,
Державний астрономічний інститут ім. П.К. Штернберга, МДУ

Сонце та ми

На жаль, гармонію наших відносин із Сонцем порушують сонячні спалахи.

Спалах на Сонці

Прогнозування спалахів

Енергія спалаху

Сонячна спалах - найпотужніший з усіх проявів активності Сонця. Енергія великого спалаху досягає (1-3)x10 32 ерг, що приблизно в сто разів перевищує теплову енергію, яку можна було б отримати при спалюванні всіх розвіданих запасів нафти та вугілля на Землі. Ця гігантська енергія виділяється на Сонці за кілька хвилин і відповідає середній (за час спалаху) потужності 1029 ерг/с. Однак це менше сотих часток відсотка від потужності повного випромінювання Сонця в оптичному діапазоні, що дорівнює 4x10 33 ерг/с. Вона називається сонячною постійною. Тому при спалаху немає помітного збільшення світності Сонця. Лише найбільші їх можна побачити у безперервному оптичному випромінюванні.

Звідки і як черпає свою величезну енергію сонячний спалах?

Що таке переєднання?

Розглянемо найпростіший приклад, який показує явище магнітного переєднання. Нехай два паралельні провідники розташовані на відстані 2l один від одного. По кожному із провідників тече електричний струм. Магнітне поле цих струмів складається із трьох різних магнітних потоків. Два з них - Ф 1 і Ф 2 - належать відповідно до верхнього і нижнього струмів; кожен потік охоплює свій провідник. Вони розташовані всередині сепаратрисної лінії поля А 1 А 2 (сепаратриси), яка утворює "вісімку" з точкою перетину X. Третій потік розташований поза сепаратрисною лінією. Він належить одночасно обом провідникам.

Якщо ми змістимо обидва провідники у напрямку один до одного на величину dl, то магнітні потоки перерозподіляться. Власні потоки кожного з струмів зменшаться на величину dФ, які загальний потік збільшиться тієї ж величину (об'єднаний потік Ф 1 " і Ф 2 " ). Цей процес називається переєднанням ліній магнітного поля, або просто магнітним переєднанням. Він здійснюється в такий спосіб. Дві лінії поля підходять до точки X зверху і знизу, зливаються з нею, утворюючи нову сепаратрису, і потім з'єднуються так, щоб утворити нову лінію поля, яка охоплює обидва струми.

Рис. 2 - Магнітне поле двох паралельних електричних струмів однакової величини I:
a) у початковий час; А 1 А 2 – сепаратрису; Ф1Ф2 - магнітний потік до переєднання;
А3 – лінія поля загального магнітного потоку двох струмів;
б) після усунення провідників на відстань dl один до одного. А 1 А 2 – нова сепаратриса; Ф1Ф2 - переєднаний магнітний потік. Він став загальним потоком двох струмів; лінія X проходить перпендикулярно до площини малюнка;
в) магнітне переєднання в плазмі. Показано проміжний (передспалаховий) стан з непереєднуючою (повільно переєднують) струмовим шаром CL.

Плазма сонячної корони відрізняється від вакууму дуже високою електричною провідністю. Як тільки з'являється електричне поле E, що індукується переєднанням, воно відразу ж породжує електричний струм, спрямований уздовж лінії Х. Він набуває форми струмового шару, який перешкоджають процесу переєднання. У плазмі високої провідності струмовий шар робить переєднання між взаємодіючими магнітними потоками дуже повільним. Це призводить до того, що значна частина енергії взаємодії накопичується у вигляді надлишку магнітної енергії, а саме магнітної енергії струмового шару.

Токові шари та спалахи

У загальному випадку переєднує струмовий шар являє собою магніто-плазмову структуру, як мінімум, двовимірну і, як правило, двомасштабну, оскільки втікання плазми в шар і витікання з нього здійснюються в ортогональних напрямках. Зазвичай (особливо в умовах сильного магнітного поля) ширина шару (2b) набагато більша за його товщину (2a). Це важливо, оскільки, чим ширший струмовий шар, тим більшу енергію він може накопичити в галузі взаємодії магнітних потоків. Тим більше, що товстіший шар, то більше вписувалося швидкість диссипації (втрати) накопиченої енергії. Ці фундаментальні властивості переєднує струмового шару становлять основу моделі сонячного спалаху, запропонованої видатним російським астрофізиком С.І. Сироватським (1925-1979).

Рис. 3 - Найпростіша модель переключає струмового шару - нейтральний шар.
2в – ширина шару; 2а – товщина шару; стрілками показані напрями втікання плазми в шар та витікання з нього.

У реальних трьох вимірах тільки в останні десятиліття завдяки космічним дослідженням Сонця стала зрозуміла роль топологічних властивостей великомасштабних магнітних полів і кінетичних плазмових явищ, залучених у процес переєднання у спалахах.

"Райдуга" та "блискавки" на Сонці

Спочатку взаємодія магнітних потоків в атмосфері Сонця розглядалася виключно як результат спливу нового магнітного поля з-під фотосфери в корону. Новий магнітний потік, піднімаючись у сонячній атмосфері, взаємодіє зі старим, попереднім магнітним потоком. Насправді взаємодія магнітних потоків в атмосфері Сонця - набагато більш загальне явище. У 1985 р. автор статті запропонував модель, яка пов'язує вихрові течії плазми у фотосфері з появою в короні особливих ліній магнітного поля – сепараторів. Сепаратор з'являється над S-подібним вигином фотосферної нейтральної лінії подібно до веселки над вигином річки. Такі вигини дуже характерні для магнітограм великих спалахів.

Рис. 4 - Модель магнітного поля активної області перед спалахом. Особлива лінія магнітного поля - сепаратор (Х) над S-подібним вигином фотосферної нейтральної лінії (NL) подібний до веселки над річкою. Вихрове протягом зі швидкістю V у фотосфері деформує фотосферну нейтральну лінію так, що вона набуває форми букви S. V_ - конвергентні фотосферні течії (спрямовані до нейтральної лінії); V|| - зсувні фотосферні течії (спрямовані вздовж нейтральної лінії). У верхньому правому куті показана структура поля в околиці сепаратора, поблизу його вершини: B_ - поперечні складові поля (перпендикулярні сепаратору), B || - Поздовжня складова поля (спрямована вздовж сепаратора).

По структурі поля сепаратор відрізняється від лінії Х лише тим, що містить поздовжню складову магнітного поля. Наявність поздовжнього поля В||, зрозуміло, не забороняє процес переєднання. Ця складова завжди присутня всередині та поза формується вздовж сепаратора переєднує струмового шару. Вона впливає швидкість переєднання поперечних складових поля B_ і, отже, на потужність процесу перетворення енергії поля в теплову і кінетичну енергії частинок. Це дозволяє краще зрозуміти і точніше пояснити особливості енерговиділення у сонячному спалаху.

Спалах - швидке магнітне переєднання, яке подібне до гігантської блискавки вздовж "райдуги" сепаратора. Воно пов'язане з сильним електричним полем (більше 10-30 В/см) у високотемпературному (більше 10 8 К) турбулентному струмовому шарі (ВТТТС), що несе величезний електричний струм (порядку 10 11 А).

Первинне енерговиділення

Картина спалаху у всьому її різноманітті та красі (див. стор. 1 обкладинки) - наслідок первинного виділення енергії у ВТТТС. Наявність кількох каналів виділення енергії в струмовому шарі (перебігу плазми, теплове та електромагнітне випромінювання, прискорені частки) визначає різноманіття фізичних процесів, що викликаються спалахом в атмосфері Сонця.

Рис. 5 - Спалах 15 квітня 2002 р. Зображення отримані рентгенівським телескопом на супутнику "RHESSI" в діапазоні енергій 10-25 кеВ, який відповідає тепловому випромінюванню надгарячої плазми:
а) безпосередньо перед імпульсною фазою;
б) під час імпульсного наростання потоку твердого рентгенівського випромінювання;
в) у максимумі інтенсивності; джерело, що рухається вгору, відповідає початку коронального викиду маси (CME).

Переєднані лінії магнітного поля разом із "надгарячою" (електронна температура більше 3x10 7 К) плазмою та прискореними частинками рухаються з ВТТТС зі швидкостями близько 10 3 км/с. Рентгенівський телескоп космічної обсерваторії "RHESSI" зафіксував два джерела жорсткого рентгенівського випромінювання в короні під час спалаху 15 квітня 2002 р. Один із них був високо над сонячним лімбом. Його рух нагору відповідав зародженню коронального викиду маси в міжпланетний простір. Цей викид зареєстрував коронограф на космічному апараті "SOHO" 16 квітня 2002 р. (Земля та Всесвіт, 2003 № 3). Друге джерело жорсткого рентгенівського випромінювання знаходилося під сепаратором. Просторовий розподіл енергії жорсткого рентгенівського випромінювання і, відповідно, просторовий розподіл найвищих температур у спалаху узгоджуються з припущенням, що між джерелами дійсно знаходиться ВТТТС, що переєднує.

"Вторинні" ефекти під веселкою

Поступово охолоджуючись, надгаряча плазма стає видимою у м'якшому рентгенівському випромінюванні. В області, розташованій під сепаратором, вона рухається вниз і зустрічається з іншою "гарячою" (електронна температура менша або близько 3x10 7 К) плазмою, яка швидко тече вгору, з хромосфери в корону.

Причина цієї вторинної (але не другорядної) течії в тому, що потужні потоки тепла і прискорених частинок з ВТТТС швидко поширюються вздовж ліній ліній магнітного поля і моментально нагрівають хромосферу по обидва боки від фотосферної нейтральної лінії. Так утворюються пари спалахових стрічок, що спостерігаються у видимих хромосферних лініях та УФ-лініях перехідного шару між короною та хромосферою. Нагріті до високих температур верхні шари хромосфери випаровуються в корону. Ефект швидкого розширення нагрітої хромосферної плазми корону добре видно в рентгенівських променях. "Хромосферне випаровування" (так називають це явище) разом з плазмою, що випливає з струмового шару, породжує аркади спалахових петель: довгі або короткі (як у спалаху 15 квітня 2002).

Рис. 6 - Гігантська сонячна почуха (рентгенівський бал Х17) 4 листопада 2003 р. Прекрасно видно аркаду спалахових петель у короні. Зображення у лініях крайнього ультрафіолетового випромінювання 171 А отримано за допомогою УФ-телескопа КА "TRACE".

Як уже зазначалося, у м'якому рентгенівському та УФ-випромінюваннях міститься значна частина повної енергії спалаху, причому саме вони впливають на верхні шари атмосфери Землі. Не дивно, що величезні потоки цього ж випромінювання впливають і на атмосферу Сонця (Земля і Всесвіт, 1978 № 1): хромосферу і фотосферу, викликаючи нагрівання та додаткову іонізацію сонячної плазми. На жаль, точності сучасних спостережень поки бракує вивчення таких тонких ефектів.

Вивчення вторинних явищ має важливе значення для порівняння результатів теорії спалахів із спостереженнями, оскільки видно найбільше саме наслідки первинного енерговиділення: наприклад гальмівне випромінювання прискорених електронів у хромосфері робить спалахові стрічки видимими у жорсткому рентгенівському випромінюванні.

Оптичне випромінювання спалаху - частина складного гідродинамічного відгуку хромосфери та фотосфери на імпульсне нагрівання потужними пучками заряджених частинок, потоками тепла та жорсткого електромагнітного випромінювання. На жаль, поки що немає однозначних прогнозів теорії, що належать до оптичного випромінювання. Занадто складна фізична картина "відгуку". Успіхи досягнуті лише на шляху чисельного моделювання імпульсного нагріву хромосфери електронними пучками. Розрахунки на ЕОМ розкрили специфічні особливості імпульсної фази спалаху: формування ударних та теплових хвиль великої амплітуди, відмінність електронної температури від іонної, потужне УФ-випромінювання в лініях перехідного шару. Проте загалом, навіть у межах настільки обмеженої постановки завдання відгуку, ще багато зробити, щоб забезпечити порівняння результатів розрахунків і спостережень.

Рис. 7 - Спалах, зареєстрований 23 липня 2003 р. Позитивно та негативно заряджені частинки різних енергій висипаються з струмового шару в хромосферу в різних областях. Зображення отримано в результаті накладання знімків, зроблених КА "TRACE" та "RHESSI". Розподіл зеленого фону дали УФ-спостереження із супутника "TRACE" через 90 м після спалаху; видно післяспалахові петлі у короні (чорний колір).

Перші просторові спостереження гамма-випромінювання спалахів на космічній обсерваторії "RHESSI" показали, що прискорені електрони та прискорені іони вторгаються у хромосферу у різних галузях. Цей новий спостережний факт, хоч і вимагає подальшого детального вивчення, загалом узгоджується з припущенням про первинне прискорення частинок електричним полем у ВТТТС, що переєднує. Позитивно та негативно заряджені частинки прискорюються великомасштабним електричним полем у протилежні сторони і, відповідно, висипаються з струмового шару в хромосферу вздовж різних ліній магнітного поля. Акуратні теоретичні розрахунки ефекту, на жаль, поки що відсутні.

Перед спалахом

Що передує спалаху? У який час вона відбувається? Розглянемо ці питання на прикладі моделі "Райдуга", що розробляється у відділі фізики Сонця ДАІШ МДУ.
Почнемо з накопичення енергії перед спалахом. Головними факторами тут є повільні течії фотосферної плазми, що несе магнітні поля. Фотосферні течії, спрямовані до нейтральної лінії, прийнято називати конвергентними, а течії вздовж неї називаються зсувними.

Очевидно, конвергентні течії прагнуть стиснути фотосферну плазму і "вморожене" в неї магнітне поле, що рухається разом з плазмою, в околиці нейтральної лінії. Це призводить до формування повільно переєднує струмового шару вздовж сепаратора. При цьому магнітне поле набуває надлишок магнітної енергії струмового шару. Зсувні течії у фотосфері розтягують лінії магнітного поля в короні у напрямку, паралельному сепаратору.

Сумарний надлишок магнітної енергії в короні, що створюється течією плазми у фотосфері, називають "вільною магнітною енергією". Саме вона повністю або частково "звільняється" під час спалаху, точніше кажучи, перетворюється з енергії поля на теплову та кінетичну енергію частинок сонячної плазми.

Як відбувається спалах

У моделі "Райдуга" передбачається, що процес швидкого переєднання, тобто первинне енерговиділення у спалаху, починається на сепараторі поблизу його вершини.

У процесі переєднання першої пари ліній поля створюється нова лінія. При цьому відбувається швидке перетворення відповідної порції енергії магнітного поля на енергію частинок плазми. Прискорені частки за дуже короткий час долітають вздовж переєднаної лінії поля до її основ у хромосфері. Тут вони віддають свою енергію: гальмуються і нагрівають хромосферну плазму, породжуючи пару "яскравих точок", які називаються "спалахові ядра емісії".

Рис. 8 - Так виглядає магнітне поле перед спалахом:
а) магнітні лінії f 1 і f 1 "ближче всього розташовані до струмового шару (RCL).
Вони переєднуються першими на початку спалаху.
б) під час спалаху на момент швидкого переєднання магнітного поля.
f 2 і f 2 "- нові переєднані магнітні лінії.
P a і P b - спалахові ядра емісії. Їх зміщення, що здається, показані зеленими стрілками.

Швидке переєднання наступної пари ліній магнітного поля створює іншу лінію поля та нову пару яскравих точок. А спостерігачеві на Землі або на космічній станції здається, що обидва спалахові ядра рухаються один до одного.

Реально у спалаху в процесі переєднання беруть участь, зрозуміло, не дві лінії поля, а два магнітні потоки, які взаємодіють між собою не в одній точці, а вздовж усього сепаратора. Тому переєднання породжує не дві яскраві точки в хромосфері, а дві спалахові стрічки.

Модель "Райдуга" пояснює наявність у картині спалаху двох ефектів, що спостерігається. По-перше, спалахові стрічки під час спалаху повинні рухатися на протилежні сторони від фотосферної нейтральної лінії. По-друге, найяскравіші ділянки спалахових стрічок можуть рухатися назустріч одна одній, якщо звільняється магнітна енергія, накопичена з допомогою зсувних течій фотосферної плазми, паралельних нейтральної лінії.

Зрозуміло, реальні спалахи на Сонці менш симетричні, як спрощені модельні структури. В активних областях на Сонці одна полярність магнітного поля у фотосфері зазвичай домінує над іншою. Тим не менш, модель "Райдуга" - хороша основа для порівняння теорії переєднання при спалаху з сучасними багатохвильовими їх спостереженнями.

Рис. 9 - Спалах (рентгенівський бал X5.7) 14 липня 2000 Показано положення найбільш яскравого джерела випромінювання, К1, в діапазоні 53-93 кеВ, за даними жорсткого рентгенівського телескопа HXT на супутнику "Yohkoh" на початку (жовті контури) і в наприкінці (блакитні контури) сплеску жорсткого рентгенівського випромінювання. Зелена стрілка - усунення центроїду випромінювання З, під час сплеску близько 20 з. Червоною стрілкою показано рух найбільшої сонячної плями Р1 протягом двох днів, що передували спалаху. Воно складається з двох частин: рух до спрощеної нейтральної лінії SNL та рух уздовж неї.

Під час спалаху відбувається швидка релаксація стресів магнітного поля в короні. Подібно до того, як спусковий гачок звільняє стислу пружину, переєднання при спалаху забезпечує швидке перетворення накопиченого в активній області на Сонці надлишку енергії поля теплову та кінетичну енергію частинок.

Перспективи вивчення спалахів

Вивчення сонячних спалахів необхідне створення науково обгрунтованого, надійного прогнозу радіаційної обстановки у ближньому космосі. У цьому практичне завдання теорії спалахів. Важливо, проте, та інше. Спалахи на Сонці необхідно вивчати для розуміння різних спалахових явищ у космічній плазмі. На відміну від спалахів на інших зірках, а також багатьох інших аналогічних (або, здається, аналогічними) нестаціонарних явищ у Всесвіті, сонячні спалахи доступні самому всебічному дослідженню практично у всьому електромагнітному діапазоні - від кілометрових радіохвиль до жорстких гамма-променів. Фізика сонячних спалахів - своєрідний розріз через багато областей сучасної фізики: від кінетичної теорії плазми до фізики частинок високих енергій.

Сучасні космічні спостереження дозволяють бачити появу та розвиток сонячного спалаху в УФ- та рентгенівських променях з високим просторовим, тимчасовим та спектральним дозволом. Величезний потік спостережних даних про спалахи та викликані ними явища в атмосфері Сонця, міжпланетному просторі, магнітосфері та атмосфері Землі дає можливість ретельно перевіряти всі результати теоретичного та лабораторного моделювання спалахів.

6 вересня на Сонці сталися два найпотужніші спалахи, причому другий з них виявився найпотужнішим за 12 років, з 2005 року. Ця подія викликала порушення радіозв'язку та прийому сигналів GPS на денній стороні Землі, що тривали близько години.

Однак основні проблеми ще попереду

Сонячні спалахи - катастрофічні явища на поверхні Сонця, викликані переєднанням (перезамиканням) магнітних силових ліній, "вморожених" у сонячну плазму. У якийсь момент екстремально скручені лінії магнітного поля обриваються і переєднуються у новій конфігурації, при цьому виділяється колосальна кількість енергії,

що виробляє додатковий нагрівання найближчих ділянок сонячної атмосфери та розгін заряджених частинок до навколосвітніх швидкостей.

Сонячна плазма є газ електрично заряджених частинок і, таким чином, має власне магнітне поле, причому сонячні магнітні поля і магнітні поля плазми узгоджені між собою. Коли плазма виганяється із Сонця, кінці її магнітних ліній залишаються «прив'язаними» до поверхні. В результаті магнітні лінії сильно витягуються, поки, нарешті, не порвуться від напруги (подібно до гумки, яку занадто сильно розтягнули) і не перезамкнуться заново, утворивши нову конфігурацію, що містить у собі вже меншу кількість енергії, - власне, цей процес і зветься переєднанням ліній магнітного поля.

Залежно від інтенсивності сонячних спалахів ведеться їх класифікація, причому в цьому випадку йдеться про найпотужніші спалахи — X-класу.

Енергія, що виділяється за таких спалахів, еквівалентна вибухам мільярдів мегатонних водневих бомб.

Подія, класифікована як X2.2, сталася об 11:57, а ще потужніша, X9.3, лише через три години — о 14:53 (див. на сайті Лабораторії рентгенівської астрономії Сонця ФІАН)

Найсильніший сонячний спалах, зафіксований у сучасну епоху, стався 4 листопада 2003 року, і він був класифікований як X28 (її наслідки були настільки катастрофічними, оскільки викид був направлений прямо на Землю).

Екстремальні сонячні спалахи можуть супроводжуватись також потужними викидами речовини із сонячної корони, так званими корональними викидами маси. Це трохи інше явище, для Землі воно може становити і більшу, і меншу небезпеку — залежно від того, чи викид спрямований безпосередньо на нашу планету. У будь-якому разі наслідки цих викидів позначаються через 1-3 дні. Йдеться про мільярди тонн речовини, що летить зі швидкістю сотень кілометрів за секунду.

Коли викид досягає околиць нашої планети, заряджені частинки починають взаємодіяти з її магнітосферою, спричиняючи погіршення «космічної погоди». Частки, що висипаються вздовж магнітних ліній, викликають полярні сяйва в помірних широтах, магнітні бурі призводять до порушення роботи супутників, телекомунікаційного обладнання на Землі, погіршення умов поширення радіохвиль, метеозалежні люди страждають від головного болю.

Спостерігачі, особливо у високоширотних регіонах, найближчими днями радять стежити за небом і чекати особливо величних авроральних явищ.

До того ж саме Сонце ще може видати новий фокус і вибухнути новими спалахами. Та ж група сонячних плям, яка викликала спалахи в середу, - її вчені позначають, як активну область 2673 - у вівторок викликала помірний спалах M-класу, який також здатний генерувати полярні сяйва.

Втім, нинішнім подіям далеко до так званої події Керрінгтона — найпотужнішої історії спостережень геомагнітної бурі, що вибухнула 1859 року. З 28 серпня по 2 вересня на Сонці спостерігалися численні плями та спалахи. Британський астроном Річард Керрінгтон спостерігав 1 вересня найпотужнішу з них, яка, ймовірно, і викликала великий корональний викид маси, який досяг Землі за рекордний час - 18 годин. На жаль, тоді ще не було сучасних приладів, проте наслідки були наочними для всіх і без цього.

від інтенсивних полярних сяйв у районі екватора до блискучих телеграфних проводів.

Дивно те, що нинішні події відбуваються на тлі зниження рівня сонячної активності, коли відбувається завершення природного 11-річного циклу, коли зменшується кількість сонячних плям. Втім, багато вчених нагадують, що саме на період зниження активності найчастіше і припадають найпотужніші спалахи, які б нібито наостанок.

«Нинішні події супроводжувалися інтенсивним радіовипромінюванням, що вказує на можливі корональні викиди маси, — заявив в інтерв'ю Scientific AmericanРоб Стінберг із Space Weather Prediction Center (SWPC). — Проте потрібно почекати, поки ми не отримаємо додатково зображення з коронографа, які б захопили цю подію. Тоді можна буде дати остаточну відповідь.

Сонячні спалахи- це унікальні за своєю потужністю процеси виділення енергії (світлової, теплової та кінетичної), в атмосфері Сонця. Спалахтак чи інакше охоплюють усі шари сонячної атмосфери: фотосферу, хромосферу та корону Сонця. Тривалість сонячних спалахівчасто не перевищує кількох хвилин, а кількість енергії, що вивільняється за цей час, може досягати більйонів мегатон у тротиловому еквіваленті. Сонячні спалахи, як правило, відбуваються у місцях взаємодії сонячних плям протилежної магнітної полярності або, точніше, поблизу нейтральної лінії магнітного поля, що розділяє області північної та південної полярності. Частота та потужність сонячних спалахівзалежать від фази сонячного циклу.

Енергія сонячного спалахупроявляється у безлічі форм: у вигляді випромінювання (оптичного, ультрафіолетового, рентгенівського і навіть гамма), у вигляді енергійних частинок (протонів та електрона), а також у вигляді гідродинамічних течій плазми. Потужність спалахівчасто визначають за яскравістю виробленого ними рентгенівського випромінювання. Найсильніші сонячні спалахивідносяться до рентгенівського класу X. До класу M відносяться сонячні спалахи, які мають потужність випромінювання у 10 разів меншу, ніж спалахикласу X, а до класу C - спалахиз потужністю в 10 разів меншою, ніж спалахи класу M. В даний час класифікація сонячних спалахівздійснюється за даними спостережень кількох штучних супутників Землі, головним чином даних супутників GOES.

Спостереження сонячних спалахів у лінії H-альфа

Сонячні спалахичасто спостерігаються за допомогою фільтрів, що дозволяють виділити із загального потоку випромінювання лінію атома водню H-альфа, розташовану в червоній області спектра. Телескопи, що працюють в лінії H-альфа, в даний час встановлені в більшості наземних сонячних обсерваторій, причому на деяких з них фотографії Сонця в цій лінії виходять кожні кілька секунд. Прикладом такої фотографії є зображення Сонця, показане над цим текстом, отримане в лінії H-альфа в сонячній обсерваторії Big Bear Solar Observatory. На ньому добре видно викид сонячного протуберанця під час лімбової. сонячного спалаху 10 жовтня 1971 року. Фільм (4.2MB mpeg) , записаний під час спалахипоказує цей процес у динаміці.

У лінії H-альфа часто спостерігаються так звані двострічкові сонячні спалахи, коли під час спалаху в хромосфері утворюються дві протяжні яскраві випромінюючі структури, що мають форму паралельних стрічок, витягнутих вздовж нейтральної лінії магнітного поля (лінія, що розділяє групи сонячних плям протилежної полярності). Характерним прикладом двострічкового сонячного спалахує подія 7 серпня 1972, показана в наступному фільмі (2.2MB mpeg) . Це дуже відома спалах, що сталася між польотами Аполлона 16 (квітень) та Аполлона 17 (грудень), останніми подорожами людини на Місяць. Якби було допущено помилку в розрахунку часу польоту, і один з екіпажів опинився б на поверхні Місяця під час цього спалахи, то наслідки виявилися б згубними для астронавтів. Згодом ця можлива ситуація лягла в основу фантастичного твору "Космос" ("Space") Джеймса Міченера (James Michener), який описав вигадану місію Аполлона, який втратив свій екіпаж внаслідок впливу радіації від сильної сонячного спалаху.

Сонячні спалахи та магнітні поля

В даний час не викликає сумнівів, що ключ до розуміння сонячних спалахівслід шукати у структурі та динаміці магнітного поля Сонця. Відомо, що якщо структура поля на околицях сонячних плям стає дуже складною, то силові лінії можуть почати переєднуватися один з одним, що призводить до швидкого вивільнення магнітної енергії та енергії електричних струмів, пов'язаних з магнітним полем. В результаті різноманітних фізичних процесів, ця первинна енергія поля перетворюється потім на теплову енергію плазми, енергію швидких частинок та інші форми енергії, що спостерігаються в сонячному спалаху. Вивчення цих процесів та встановлення причин, з яких починається сонячний спалах, є одним із основних завдань сучасної фізики Сонця, все ще далекою від остаточної відповіді.