Чтение онлайн

Рис. Вспышка на Солнце.

В ультрафиолетовом спектре вспыхивающих областей наблюдается до 5000 различных эмиссионных линий. В период пребывания первого экипажа на «Скайлэбе» ученые сфотографировали вспышку в свете паров железа при температуре 17 миллионов градусов. Возможно, что температура вспышки достигала 20 миллионов градусов, что горячее, чем в ядре солнечного реактора. Этот высокий уровень возбуждения переводит атомы хромосферы в более высокое энергетическое состояние и определяет спектр, богатый эмиссионными линиями.

В течение солнечного цикла, определяемого количеством пятен на диске, число вспышек соответственно растет или уменьшается. Вспышка начинается, по-видимому, тогда, когда в магнитном поле активной области накапливается избыточная энергия. Это происходит вследствие того, что магнитное поле над группой из двух солнечных пятен закручивается кверху или оказывается плотно сжатым. На некоторой стадии этого процесса возникающее напряжение стремится разрядиться, и это действительно происходит в тот момент, когда силовые линии магнитного поля быстро перезамыкаются и сливаются друг с другом. Выделяемая при пересоеди-нении линий энергия, вероятно, и вызывает те чудовищные ускорения, которые наблюдаются, когда плазма устремляется в корону. Согласно данным, полученным при наблюдениях с помощью телескопа из космоса, сам процесс вспышки, по-видимому, происходит в верхней части петельной структуры над парами солнечных пятен.

Чрезвычайно быстрое выделение энергии во вспышке является загадкой для теоретиков. Каким-то образом магнитное поле постоянно накапливает энергию, и вопреки всем типам малых возмущений, которые должны существовать там вследствие неистовых метаний вещества в активной области, оно способно помешать серьезной утечке избыточной энергии. Затем энергия, столь экономно накопленная, разом высвобождается в виде единого мощного потока, в котором выделяется до 1025 джоулей; эта энергия равна энергии, испускаемой всем Солнцем за одну двадцатую долю секунды, или полному количеству солнечной энергии, получаемой планетой Земля в течение целого года! Выброс массы во время такого события достигает 10 млрд. т, и вся эта масса уносится от Солнца со скоростью 1000 км в секунду, причем отдельные частицы достигают скорости, равной половине скорости света.

Исследования вспышек на обсерваториях, проводящих оптические наблюдения, дополняются наблюдениями со спутников и ракет. При распространении вспышечного процесса через хромосферу и корону генерируется поток жесткого рентгеновского излучения, интенсивность которого менее чем за минуту достигает своего максимального значения. Излучение возникает, когда предварительно очень сильно ускоренные электроны резко тормозятся при столкновении с веществом вне самой вспышки. Большая часть генерируемого таким образом рентгеновского излучения возникает в плотной нижней хромосфере. Когда поток энергии достигает хромосферы, там происходит взрывообразный процесс нагрева вещества. Картина по своему виду напоминает взрыв газового пузыря, по которому полоснули лучом импульсного лазера. С гигантской скоростью, большей скорости ухода вещества от Солнца, расширяющаяся взрывная волна вырывается наружу, унося с собой в межпланетное пространство 10 млрд. т вещества дневной звезды.

На Солнце нет простых процессов, не прост и взрыв в атмосфере. Взрывная волна захватывает и уносит с собой часть магнитного поля, и движущиеся силовые линии этого поля могут действовать подобно гигантским ускорителям частиц. Ядерные частицы ускоряются до очень высоких энергий, хотя, если быть честным, ни один теоретик в действительности не понимает, как это происходит. Одним из следствий этого ускорения является образование дейтерия в результате достаточно жестких столкновений протонов и нейтронов; как я уже упоминал, гамма-лучи, испускаемые образующимися в атмосфере частицами дейтерия, были обнаружены.

Другой импульс гамма-излучения, регистрируемый от Солнца, обязан своим происхождением взаимной аннигиляции электронно-позитронных пар. Позитрон — это античастица электрона, и когда частица и античастица сталкиваются, что, по-видимому, и происходит в солнечных вспышках, они исчезают, рождая два фотона гамма-излучения одной и той же энергии — энергии, единственным образом характеризующей аннигиляцию данной электронно-позитронной пары. Наблюдаются и другие линии гамма-излучения, возникающие, вероятно, в результате столкновений между заряженными ядерными частицами и нейтронами.

Кроме очень энергичного рентгеновского и гамма-излучения регистрируется также и более мягкое рентгеновское излучение с тепловым спектром. Оно, как полагают, возникает в окружающей вспышку корональной плазме, которая во время вспышечного процесса была нагрета примерна до 10 млн. К. Подобный же механизм приводит к ультрафиолетовому излучению, которое, согласно наблюдениям, исходит из хромосферы.

Во время вспышки не сидят без дела и солнечные радиоастрономы. Значительная доля шумового радиоизлучения возбуждается заряженными частицами, захваченными движущимися магнитными полями. Большие солнечные вспышки часто сопровождаются всплесками шумового радиоизлучения на метровых длинах волн, которые включают в себя и всплески, известные под названием всплесков II типа. (Различные типы шумового радиоизлучения были классифицированы радиоастрономами как всплески I, II и т. д. типа, но лишь всплески II типа и III типа, по-видимому, непосредственно связаны со вспышками.) Через некоторое время после начала вспышки излучение становится заметным и на более низких частотах. Для его регистрации были сконструированы специальные приемники радиоизлучения. Эти радиовсплески начинаются примерно через десять минут после начала вспышки в оптическом диапазоне и продолжаются в течение примерно того же самого интервала времени. Они возбуждаются потоками ускоренных во вспышке частиц. Пучок частиц, пронизывая внешнюю солнечную атмосферу, при своем движении от Солнца способен возбуждать излучение на все более низких частотах. И действительно, с космического аппарата были зарегистрированы всплески на частотах с нижней границей до 300 кГц,, которые приходили с расстояния, более чем на тридцать солнечных радиусов отстоящего от солнечного лимба.

Развитие радиовсплесков во времени в виде последовательности прекрасных радиоизображений Солнца было проиллюстрировано австралийскими учеными под руководством Поля Вилда на Калгарской обсерватории в Новом Южном Уэльсе. Это высокоточный австралийский инструмент — интерферометр, состоящий из 96 элементов. Его назначение — дважды в секунду строить радиоизображение окрестностей Солнца. Изображение Солнца в радиодиапазоне представляет собой мозаику из кружков, диаметр каждого из которых приблизительно равен двум минутам дуги, что соответствует на Солнце примерно 100 000 км. Радиотелескоп не только регистрирует всплески II типа при их распространении от Солнца в космическое пространство, но и может строить радиоизображение гигантских протуберанцев.

Как видно из этой главы, Солнце —это слабопеременная магнитная звезда. Мы видим детали его магнитного поля с таким разрешением, которое немыслимо для других звезд. В то же время, если сравнить это магнитное поле с полями действительно магнитных звезд — белых карликов и нейтронных звезд, — оно весьма незначительно. Тем не менее это относительно слабое магнитное поле оказывает заметное воздействие на динамику поведения солнечной атмосферы и служит причиной целого ряда энергичных явлений: протуберанцев, шумовых бурь и вспышек. Находящееся под фотосферой магнитное поле контролирует рождение пар солнечных пятен. И пока продолжается дифференциальное вращение—машина, эффективно наматывающая силовые линии, — Солнце претерпевает свой уже знакомый цикл изменений. Но всегда ли так было? Существуют очень убедительные свидетельства, указывающие на то, что Солнце флуктуирует с периодами порядка столетий.

Хотя о магнитном поле Солнца мы знаем больше, чем о поле любой другой звезды, мы все еще слишком далеки от понимания механизма и природы этого магнетизма. И хотя я нарисовал качественную картину (или лучше сказать — дал некоторое представление) того, каким образом, возможно, возникают и развиваются солнечные пятна и вспышки, большинство исследователей правдиво скажут, что ни одно из этих явлений пока еще как следует не понято. У нас, безусловно, нет законченной теории первоначальной генерации магнитного поля или механизма периодической смены его знака. Многие вопросы все еще остаются без ответа. Каким образом вспышки накапливают магнитную энергию, до того как бомба взорвется? И что является запалом для бомбы? Это проблемы переднего края исследований, и поэтому в течение следующих нескольких лет их детальное рассмотрение будет продолжаться.

В заслугу исследованиям активного Солнца можно поставить то, что эти исследования привели к огромным достижениям в астрономии, астрофизике и физике плазмы.

На заре своей истории радиоастрономия была обязана своим развитием не только своим научным достижениям, но и тому, что могла претендовать на большую долю научных бюджетов, обусловленным, в частности, многообразием проявлений и форм солнечного радиоизлучения — темы, которой мы лишь коснулись здесь. Открытия в солнечной атмосфере, которую можно рассматривать как дешевую доступную естественную лабораторию, оказали очень сильное влияние на физику плазмы, — науку, исследующую, как движется и ведет себя горячая плазма при наличии магнитного поля. В истории человечества вторичное открытие солнечных пятен в XVII веке привело к существенному изменению сознания людей (наблюдая природу, доверяйте доводам своего разума, а догма пусть позаботится о себе сама), которое и заложило основу для совершенно нового научного века. Мы не должны забывать и о вызывающих трепет радиогалактиках и квазарах, неисчерпаемых источниках космической энергии в бесконечных далях Вселенной. Возможно, лишь немногое из того, что мы пытались узнать так близко от дома, может быть применимо к этим экзотическим объектам. Характерные для солнечной вспышки механизмы ускорения электронов, удержание магнитными полями, перераспределение энергии большого числа отдельных частиц в огромную энергию малого числа частиц — все эти и многие другие явления могут, вероятно, найти приложение в радиогалактиках, остатках сверхновых и рентгеновских звездах.