Физика солнечных вспышек

Реферат: "Физика солнечных вспышек"

Раздел: Рефераты по математике

Физика солнечных  вспышек 

Б.В. Сомов, доктор физико-математических наук, Государственный астрономический  институт им. П.К. Штернберга, МГУ 

Во время большой  вспышки поток жесткого электромагнитного  излучения Солнца возрастает во много  раз. В невидимых для нас ультрафиолетовых (УФ), рентгеновских и гамма-лучах  наше светило становится "ярче тысячи солнц". Излучение достигает орбиты Земли через восемь минут после  начала вспышки. Через несколько  десятков минут приходят потоки заряженных частиц, ускоренных до гигантских энергий, а через двое-трое суток - огромные облака солнечной плазмы. К счастью, озоновый слой атмосферы Земли защищает нас от опасного излучения, а геомагнитное поле - от частиц. Однако даже на Земле, тем более в космосе, солнечные  вспышки опасны и необходимо уметь  их заблаговременно прогнозировать. Что же такое солнечная вспышка, как и почему она возникает?

Солнце и мы 

Ближайшая к нам  звезда - Солнце - родилась около 5 млрд. лет тому назад. Внутри нее идут ядерные  реакции, благодаря которым существует жизнь на Земле. Построенные на основе современных наблюдений теоретические  модели строения и эволюции Солнца не оставляют сомнений в том, что  оно будет сиять еще миллиарды  лет.  

Солнечное излучение - главный источник энергии для  земной атмосферы. Фотохимические процессы в ней особенно чувствительны  к жесткому УФ-излучению, которое  вызывает сильную ионизацию. Поэтому  когда Земля была молодой, жизнь  существовала только в океане. Позднее, примерно 400 млн. лет назад, появился озоновый слой, поглощающий ионизирующее изучение, и жизнь вышла на сушу. С тех пор озоновый слой защищает нас от разрушительного воздействия  жесткого УФ-излучения.  

Магнитное поле Земли, ее магнитосфера препятствует проникновению  к Земле быстрых заряженных частиц солнечного ветра (Земля и Вселенная, 1974, № 4; 1999, № 5). Когда его порывы взаимодействуют с магнитосферой, часть частиц все-таки высыпается вблизи магнитных полюсов Земли, порождая полярные сияния.  

Увы, гармонию наших  отношений с Солнцем нарушают солнечные вспышки.

Вспышки на Солнце 

Последние десятилетия  сразу несколько космических  обсерваторий пристально вглядываются в "разгневанное" Солнце с помощью  специальных рентгеновских и  УФ-телескопов. Сейчас таких космических  аппаратов четыре: американские "SOHO" (Solar and Heliospheric Observatory - солнечная гелиосферная обсерватория; Земля и Вселенная, 2003, № 3), "TRACE" (Transition Region and Coronal Explorer - исследователь короны и переходного  слоя), "RHESSI" (Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager - солнечный спектральный телескоп высокоэнергичного излучения им. Рамати) и российский спутник "Коронас-Ф" (Земля и Вселенная, 2002, № 6). 

Огромный интерес  к вспышкам на Солнце не случаен. Большие  вспышки оказывают сильное воздействие  на околоземное космическое пространство. Потоки частиц и излучения опасны для космонавтов. Кроме того, они  могут повредить электронные  приборы космических аппаратов, нарушить их работу.  

УФ- и рентгеновские  лучи от вспышки внезапно увеличивают  ионизацию в верхних слоях  атмосферы Земли, в ионосфере. Это  может приводить к нарушениям радиосвязи, сбоям в работе радионавигационных приборов кораблей и самолетов, радиолокационных систем, длинных линий электроснабжения. Частицы высоких энергий, проникая в верхнюю атмосферу Земли, разрушают  озоновый слой. Содержание озона уменьшается  из года в год. Научную дискуссию  вызывает вопрос о вероятной связи  вспышечной активности Солнца с климатом на Земле.  

Ударные волны и  выбросы солнечной плазмы после  вспышек сильно возмущают магнитосферу Земли, вызывают магнитные бури (Земля  и Вселенная, 1999, № 5). Важно, что возмущения магнитного поля на поверхности Земли  могут влиять на живые организмы, на состояние биосферы Земли (Земля  и Вселенная, 1974, № 4; 1981, № 4), хотя это  воздействие кажется пренебрежимо малым по сравнению с другими  факторами нашей повседневной жизни.

Прогнозирование вспышек 

Необходимость прогнозирования  солнечных вспышек возникла давно, но особенно остро в связи с  пилотируемыми космическими полетами. Долгое время почти независимо и  практически безрезультатно разрабатывались  два подхода к решению этой проблемы. Их можно условно назвать  синоптическим и каузальным (причинным). Первый - сходный с предсказаниями погоды - базировался на изучении морфологических  особенностей предвспышечных ситуаций на Солнце. Второй метод подразумевает  знание физического механизма вспышки  и, соответственно, распознавание предвспышечной ситуации путем ее моделирования.  

До начала космических  исследований, на протяжении многих лет, наблюдения вспышек велись преимущественно  в оптическом диапазоне электромагнитного  излучения: в линии водорода Нa и  в "белом свете" (непрерывном  спектре видимого излучения). Наблюдения в магниточувствительных линиях позволили установить тесную связь  вспышек с магнитными полями на поверхности  Солнца (фотосфере). Часто вспышка  видна как увеличение яркости  хромосферы (слой непосредственно над  фотосферой) в виде двух светящихся лент, расположенных в областях магнитных  полей противоположной полярности. Радионаблюдения подтверждали эту  закономерность, имеющую принципиальное значение для объяснения механизма  вспышки. Однако его понимание оставалось на чисто эмпирическом уровне, а  теоретические модели (даже самые  правдоподобные) казались совершенно не убедительными (Земля и Вселенная, 1974, № 4).  
 

Рис. 1 - Солнечная  вспышка (рентгеновский балл Х5.7), зарегистрированная 14 июля 2000 г. со спутников "TRACE" и "Yohkoh". Видна аркада вспышечных петель: слева  в УФ (195 А); в центре - в мягком рентгеновском  излучении; справа - источники жесткого рентгеновского излучения (53 - 94 кэВ), расположенные  вдоль вспышечных лент - основания  аркады. NL - фотосферная нейтральная  линия.  

Уже первые внеатмосферные наблюдения с помощью космических  аппаратов показали, что солнечные  вспышки представляют собой корональное, а не хромосферное явление. Современные  многоволновые наблюдения Солнца с  космических и наземных обсерваторий свидетельствуют о том, что источник энергии вспышки расположен над  аркадой вспышечных петель (светлые  полосы на рисунке слева) в короне, наблюдаемых в мягком рентгеновском  и УФ-излучении. Аркады опираются  на хромосферные вспышечные ленты, которые  расположены по разные стороны линии  раздела полярности фотосферного магнитного поля, или фотосферной нейтральной  линии.

Энергия вспышки  

Солнечная вспышка - самое мощное из всех проявлений активности Солнца. Энергия большой вспышки  достигает (1-3)x1032 эрг, что приблизительно в сто раз превышает тепловую энергию, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных запасов  нефти и угля на Земле. Эта гигантская энергия выделяется на Солнце за несколько  минут и соответствует средней (за время вспышки) мощности 1029 эрг/с. Однако это меньше сотых долей  процента от мощности полного излучения  Солнца в оптическом диапазоне, равной 4x1033 эрг/с. Она называется солнечной  постоянной. Поэтому при вспышке  не происходит заметного увеличения светимости Солнца. Лишь самые большие  из них можно заметить в непрерывном  оптическом излучении.  

Откуда и как  черпает свою огромную энергию солнечная  вспышка? 

Источник энергии  вспышки - магнитное поле в атмосфере  Солнца. Оно определяет морфологию и энергетику той активной области, где произойдет вспышка. Здесь энергия  поля много больше, чем тепловая и кинетическая энергия плазмы. Во время вспышки происходит быстрое  превращение избыточной энергии  поля в энергию частиц и изменения  плазмы. Физический процесс, обеспечивающий такое превращение, называется магнитным  пересоединением.

Что такое пересоединение? 

Рассмотрим простейший пример, который демонстрирует явление  магнитного пересоединения. Пусть два  параллельных проводника расположены  на расстоянии 2l друг от друга. По каждому  из проводников течет электрический  ток. Магнитное поле этих токов состоит  из трех различных магнитных потоков. Два из них - Ф1 и Ф2 - принадлежат  соответственно верхнему и нижнему  токам; каждый поток охватывает свой проводник. Они расположены внутри сепаратрисной линии поля А1А2 (сепаратрисы), которая образует "восьмерку" с точкой пересечения X. Третий поток  расположен вне сепаратрисной линии. Он принадлежит одновременно обоим  проводникам. 

Если мы сместим  оба проводника в направлении  друг к другу на величину dl, то магнитные  потоки перераспределятся. Собственные  потоки каждого из токов уменьшатся на величину dФ, а их общий поток  увеличится на ту же величину (объединенный поток Ф1' и Ф2'). Этот процесс называется пересоединением линий магнитного поля, или просто магнитным пересоединением. Он осуществляется следующим образом. Две линии поля подходят к точке X сверху и снизу, сливаются c ней, образуя  новую сепаратрису, и затем соединяются  так, чтобы образовать новую линию  поля, которая охватывает оба тока.  
 

Рис. 2 - Магнитное  поле двух параллельных электрических  токов одинаковой величины I:  

a) в начальный  момент времени; А1А2 - сепаратриса;  Ф1Ф2 - магнитный поток до пересоединения; 

А3 - линия поля общего магнитного потока двух токов;  

б) после смещения проводников на расстояние dl друг к  другу. А1А2 - новая сепаратриса; Ф1Ф2 - пересоединенный магнитный поток. Он стал обшим потоком двух токов; линия X проходит перпендикулярно плоскости  рисунка;  

в) магнитное пересоединение в плазме. Показано промежуточное (предвспышечное) состояние с непересоединяющим (медленно пересоединяющим) токовым слоем CL. 

Отметим, что такое  пересоединение в вакууме при  всей его простоте - реальный физический процесс. Его можно легко воспроизвести  в лаборатории. Пересоединение магнитного потока индуцирует электрическое поле, величину которого можно оценить, разделив величину dФ на характерное время  процесса пересоединения dt, то есть время  движения проводников. Это поле будет  ускорять заряженную частицу, помещенную вблизи точки Х, точнее говоря, линии  Х.  

Плазма солнечной  короны отличается от вакуума очень  высокой электрической проводимостью. Как только появляется индуцируемое пересоединением электрическое  поле E, оно сразу же порождает  электрический ток, направленный вдоль  линии Х. Он приобретает форму  токового слоя, который препятствуют процессу пересоединения. В плазме высокой проводимости токовый слой делает пересоединение между взаимодействующими магнитными потоками очень медленным. Это приводит к тому, что значительная часть энергии взаимодействия накапливается  в виде избытка магнитной энергии, а именно магнитной энергии токового слоя.

Токовые слои и вспышки  

В общем случае пересоединяющий  токовый слой представляет собой  магнито-плазменную структуру, как  минимум, двумерную и, как правило, двухмасштабную, поскольку втекание плазмы в слой и вытекание из него осуществляются в ортогональных  направлениях. Обычно (особенно в условиях сильного магнитного поля) ширина слоя (2b) много больше его толщины (2a). Это  важно, поскольку, чем шире токовый  слой, тем большую энергию он может  накопить в области взаимодействия магнитных потоков. Между тем, чем  толще слой, тем больше скорость диссипации (потери) накопленной энергии. Эти фундаментальные свойства пересоединяющего токового слоя составляют основу модели солнечной вспышки, предложенной выдающимся российским астрофизиком С.И. Сыроватским (1925-1979).  
 

Рис. 3 - Простейшая модель пересоединяющего токового слоя - нейтральный  слой. 

2в - ширина слоя; 2а - толщина слоя; стрелками показаны  направления втекания плазмы  в слой и вытекания из него. 

В реальных трех измерениях только в последние десятилетия, благодаря космическим исследованиям  Солнца стала понятна роль топологических свойств крупномасштабных магнитных  полей и кинетических плазменных явлений, вовлеченных в процесс  пересоединения во вспышках.

"Радуга" и "молнии" на Солнце 

Первоначально взаимодействие магнитных потоков в атмосфере  Солнца рассматривалось исключительно  как результат всплывания нового магнитного поля из-под фотосферы  в корону. Новый магнитный поток, поднимаясь в солнечной атмосфере, взаимодействует со старым, предшествующим магнитным потоком. В действительности, взаимодействие магнитных потоков  в атмосфере Солнца - гораздо более  общее явление. В 1985 г. автор статьи предложил модель, которая связывает  вихревые течения плазмы в фотосфере  с появлением в короне особых линий  магнитного поля - сепараторов. Сепаратор  появляется над S-образным изгибом фотосферной  нейтральной линии подобно радуге над изгибом реки. Такие изгибы весьма характерны для магнитограмм больших вспышек. 
 

Рис. 4 - Модель магнитного поля активной области перед вспышкой. Особая линия магнитного поля - сепаратор (Х) над S-образным изгибом фотосферной  нейтральной линии (NL) подобен радуге над рекой. Вихревое течение со скоростью V в фотосфере деформирует фотосферную  нейтральную линию так, что она  приобретает форму буквы S. V_ - конвергентные  фотосферные течения (направленные к нейтральной линии); V|| - сдвиговые  фотосферные течения (направленные вдоль нейтральной линии). В правом верхнем углу показана структура  поля в окрестности сепаратора, вблизи его вершины: B_ - поперечные составляющие поля (перпендикулярные сепаратору), B || - продольная составляющая поля (направленная вдоль сепаратора).  

По структуре поля сепаратор отличается от линии Х  лишь тем, что содержит продольную составляющую магнитного поля. Наличие продольного  поля В||, разумеется, не запрещает процесс  пересоединения. Эта составляющая всегда присутствует внутри и вне формирующегося вдоль сепаратора пересоединяющего токового слоя. Она влияет на скорость пересоединения поперечных составляющих поля B_ и, следовательно, на мощность процесса преобразования энергии поля в тепловую и кинетическую энергии частиц. Это  позволяет лучше понять и точнее объяснить особенности энерговыделения  в солнечной вспышке.