Солнце в рентгеновских лучах

Р.Т. Сотникова, Иркутский государственный университет

Солнце интенсивно изучается в астрономии не только потому, что оно господствует в Солнечной системе, но и как единственная звезда, достаточно близкая к нам для детального изучения ее поверхности, атмосферы и активности. Физика Солнца лежит в основе как астрономии Солнечной системы, так и всей физики звезд в целом. Большую часть рассуждений, приведенных для Солнца, можно применить с некоторыми изменениями к множеству звезд из его окрестностей, но при этом на Солнце мы можем видеть и изучать явления, присутствие которых на других звездах лишь предполагается.

Солнечные вспышки

При визуальных наблюдениях солнечные вспышки обнаруживаются как быстрые повышения яркости небольших (малые доли процента солнечного диска) участков поверхностных слоев Солнца. После быстрого возгорания обычно наступает сравнимая по длительности фаза максимального свечения вспышки, которую плавно сменяет в несколько раз более продолжительная стадия затухания. Типичная вспышка длится около часа, но самые быстрые успевают вспыхнуть и погаснуть за минуты, а самые долгоживущие длятся несколько часов.

Вспышки, как правило, возникают в активных областях и являются самыми мощными и бурными процессами в атмосфере Солнца. Во время вспышек взрывоподобным образом выделяется огромное количество энергии в видимой части спектра, ультрафиолетовых, рентгеновских и гамма-лучах. Наряду с различными видами электромагнитного излучения значительная доля энергии солнечных вспышек передается ускоренным частицам - солнечным космическим лучам. Со вспышками связаны выбросы холодной материи и передвижения больших масс вещества. Мощные вспышки захватывают практически все слои атмосферы Солнца от короны до фотосферы.

Вспышки появляются в областях со сложной структурой магнитного поля, которое, вероятно, играет определяющую роль в их возникновении. Во время мощных вспышек быстрые процессы охватывают огромное пространство от хромосферы до короны и межпланетной среды. В общей энергетике вспышек вклад радиоизлучения минимален, излучения в оптическом и рентгеновском диапазонах сравнимы по порядку величины, а кинетическая энергия охваченного вспышкой вещества, вероятно, на порядок величины превосходит энергию электромагнитного излучения. Общепринято допускать, что непосредственная причина вспышек лежит в структурных изменениях локальных магнитных полей, однако полная теория таких процессов пока еще не построена. Это вызывает появление альтернативных точек зрения на явление вспышки и проблему в целом. Объяснение всего многообразия процессов, происходящих во время вспышек, выяснение механизмов, приводящих к быстрому выделению огромного количества энергии (1028-1032 эрг), являются важнейшими задачами современной астрофизики.

Кроме большого теоретического интереса изучение вспышек имеет важное прикладное значение. Известно, что с появлением вспышек на Солнце связаны многие явления в атмосфере и магнитосфере Земли - полярные сияния,магнитные бури, прекращение радиосвязи на коротких волнах, нарушение работы радионавигационных устройств и пр.). Имеются данные, свидетельствующие о влиянии вспышечной активности на биосферу вообще и на человека в частности (как на его общее состояние, так и на увеличение количества инфарктов миокарда, инсультов и пр. в период повышенной солнечной активности). В настоящее время в связи с освоением космического пространства особенно актуальным стал вопрос о природе вспышек и их прогнозировании, так как излучение, сопровождающее вспышки, является губительным для каждого организма, находящегося за пределами земной атмосферы. Изучение вспышек может оказать существенную помощь в решении проблемы управляемого термоядерного синтеза, важность которой трудно переоценить.

Систематические исследования вспышек начались в конце 30-х годов. Несмотря на огромное количество работ, посвященных статистике, динамике и морфологии вспышек (преимущественно по наблюдениям в линии Н водорода), физические условия, особенности структуры и другие характеристики вспышек известны довольно приближенно. В то же время для решения вопроса об источниках энергии вспышек и для выяснения природы солнечных вспышек необходимо всестороннее изучение всех видов их радиации.

Рентгеновское излучение Солнца

Роль рентгеновского диапазона как нового информативного источника знаний о Вселенной была давно осознана астрофизиками. Еще до начала прямых наблюдений жесткое рентгеновское излучение было обнаружено по измерениям степени ионизации слоя D ионосферы. Земная атмосфера поглощает коротковолновую область спектра солнечного электромагнитного излучения, где находятся ультрафиолетовые, рентгеновские и гамма-лучи. Все они, кроме близкого ультрафиолета, доступны наблюдениям только с ракет и искусственных спутников, оснащенных специальной аппаратурой. Поэтому рентгеновская астрономия начала интенсивно развиваться сразу же с появлением внеатмосферных методов.

Первые прямые измерения солнечного рентгеновского потока были проведены в США в конце 50-х годов группой Дж. Уинклера и Л. Петерсона при помощи регистраторов - простых сцинтилляционных счетчиков, установленных на воздушных шарах. Впоследствии такие же регистраторы, измерявшие излучение от всего Солнца в широком спектральном диапазоне, были установлены на ракетах и спутниках. Но настоящее развитие рентгеновская астрономия получила тогда, когда были созданы мощные ракеты и большие космические станции, способные нести на борту достаточно сложные и высокотехнологичные телескопы, имеющие пространственное и спектральное разрешение.

В области физики Солнца первый такой прорыв связан с запуском в 1973 году американской орбитальной космической станции "Skylab", оснащенной солнечным рентгеновским телескопом. Наблюдения проводились подготовленными астронавтами, среди которых был физик Эдвард Гибсон, автор монографии "Спокойное Солнце". Солнечные рентгенограммы снимались на фотопленку, и отснятые материалы возвращались на Землю для обработки (Рис. 1).

Наблюдения на "Skylab" дали довольно много открытий: были обнаружены корональные дыры - участки короны с пониженным свечением в рентгеновском диапазоне, характеризуемые открытой геометрией магнитных силовых линий, разомкнутых в межпланетное пространство; были открыты рентгеновские яркие точки, соответствующие мельчайшим (так называемым эфемерным) активным областям; были выявлены корональные транзиенты - гигантские выбросы массы из короны и многое другое.

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.

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки