76

Лекция 8

СОЛНЦЕ

Солнце наша ближайшая звезда. Только у Солнца мы имеем возможностьдетально изучать поверхность, атмосферу и те явления, присутствие которыхна других звездах можно лишь предполагать. Поэтому физика Солнца лежит воснове всей физики звезд.

Внутреннее строение

Солнце является типичной звездой главной последовательности. Его ос-новные свойства приведены в нижеследующей таблице

Таблица 1

Масса 301.989 10m кг= ×Радиус 86.960 10R м= ×Средняя плотность 31409 /кг мρ =Плотность в центре 5 31.6 10 /с кг мρ = ×

Светимость 263.9 10L вт= ×Эффективная температура 5785eT K=

Температура в центре 71.5 10cT K= ×

Абсолютная болометрическая величина 4.72bolM =

Абсолютная визуальная величина 4.79VM =

Спектральный класс 2G VКолор-индексы 0.62

0.10B VU B

− =− =

Химический состав поверхности 0.710.270.02

XYZ

===

Период вращения на экваторе 25d

Период вращения на широте 60 градусов 29d

На основе этих данных может быть вычислена модель внутреннего строе-ния Солнца. Наиболее согласующаяся с данными гелиосейсмологии на конец2000 г. модель приведена в табл. 2. Около 99% солнечной энергии производит-ся в пределах четверти солнечного радиуса. Солнце производит энергию соскоростью 264 10 вт× , что эквивалентно превращению около четырех миллио-нов тонн массы в энергию каждую секунду. Масса Солнца так велика (около330000 масс Земли), что в течение всего отрезка жизни Солнца на главной по-следовательности, в энергию превратится менее 0.1% его массы.

77

Когда Солнце образовалось (около 5 млрд. лет назад), его состав был всю-ду такой же, как на поверхности в настоящее время. Так как производствоэнергии сильно сконцентрировано в центре, водород быстрее всего расходует-ся там. Примерно на четверти радиуса от центра обилие водорода такое же, какв поверхностных слоях, но по направлению внутрь от этой точки он быстроуменьшается. В центральном ядре только 40% вещества есть водород. Около5% солнечного водорода уже превратилось в гелий.

Радиационная часть Солнца простирается примерно на 70% радиуса. Натаком расстоянии температура падает настолько, что газ больше не являетсяполностью ионизованным. Непрозрачность солнечного вещества тогда сильновозрастает, мешая распространению излучения. Наиболее эффективным спосо-бом переноса энергии становится конвекция. Поэтому Солнце имеет конвек-тивную оболочку.

Таблица 2

Расстояниеот центра, /R R!

Температура Т,K

Давление P,Па

Плотность ρ,2/г см

Ядро энерговыделения0 71.55 10⋅ 162.3 10⋅ 1490.1 71.31 10⋅ 161.3 10⋅ 87.40.2 69.42 10⋅

154.4 10⋅ 35.3Лучистая зона

0.3 66.81 10⋅151.1 10⋅ 12.1

0.4 65.14 10⋅142.7 10⋅ 3.94

0.5 63.98 10⋅137.0 10⋅ 1.32

0.6 63.13 10⋅132.1 10⋅ 0.50

Конвективная зона0.7 62.34 10⋅

126.4 10⋅ 0.200.8 61.38 10⋅

121.6 10⋅ 0.090.9 56.02 10⋅

112.0 10⋅ 0.020.98 49.96 10⋅

91.7 10⋅ 0.001Фотосфера

1.00 34.56 10⋅41.2 10⋅ 70.74 10−⋅

Проблема солнечного нейтрино. Ядерные реакции в центре производятнейтрино на нескольких шагах рр-цепочки. Эти нейтрино могут свободно про-ходить сквозь внешние слои и дают, таким образом, прямую информацию обусловиях внутри Солнца. Когда в 1970-х солнечные нейтрино впервые наблю-дались, обнаруженное число их оказалось равным примерно третьей части вы-численного значения. Это рассогласование называется проблемой солнечногонейтрино.

78

В первых экспериментах наблюдались нейтрино только от ppII и ppIII вет-вей. Но эти реакции производят малую долю солнечной светимости. В 1990-хнаблюдались нейтрино, производимые в ppI-ветке, главной ветви pp-цепочки.Хотя рассогласование со стандартными моделями в этих наблюдениях слегкаменьше (наблюдалось около 60% предвычисленного потока), проблема ней-трино все еще остается. Возможно, наиболее вероятное объяснение проблемысолнечного нейтрино основано на нейтринных колебаниях. Согласно этомуобъяснению, если нейтрино имеют малую массу (около 10-2эВ), электронноенейтрино, проходя через внешние части Солнца, может превращаться в μ и τнейтрино. Так как в экспериментах наблюдались только электронные нейтри-но, таким образом могут быть поняты малые наблюдаемые потоки нейтрино.Так как прямых измерений массы нейтрино нет, то возможно также, что имеет-ся некоторый изъян в стандартных солнечных моделях.

Солнечное вращение. Как только для наблюдений стали использоватьсятелескопы, из движения солнечных пятен было обнаружено, что Солнце вра-щается. Вращение Солнца дифференциальное – период вращения вблизи полю-сов более 30 суток, тогда как на экваторе он составляет только 25 суток. Осьвращения Солнца наклонена на 7" относительно плоскости эклиптики, так чтосеверный полюс Солнца лучше всего виден с Земли в сентябре.

Движение солнечных пятен до сих пор дает наилучшую информацию овращении вблизи поверхности Солнца. Для этой же цели используются и дру-гие особенности поверхности. Скорость вращения может также быть измеренанепосредственно из эффекта Доплера.

Скорость вращения более глубоких слоев Солнца непосредственно не на-блюдается. В 1980-х годах появился метод оценки вращения внутренних об-ластей посредством измерения частоты солнечных колебаний, определяемойпо изменению спектральных линий. Эти колебания являются, в сущности, зву-ковыми волнами, производимыми турбулентным движением газа в конвектив-ной зоне. Эти звуковые волны имеют вычисляемые периоды колебаний (около3 – 12 минут), которые зависят от условий в солнечных недрах. При помощисравнения наблюдаемых и теоретических значений можно получить информа-цию об условиях глубоко внутри Солнца. Идея метода такая же, как метода,используемого для изучения недр Земли посредством волн от землетрясений, ипоэтому он называется гелиосейсмологией.

С использованием гелиосейсмологии выводятся модели вращения всейконвективной зоны Солнца. Оказывается, что угловая скорость во всей конвек-тивной зоне почти такая же, как на поверхности, хотя она слегка уменьшается срадиусом вблизи экватора, и возрастает вблизи полюсов. Угловая скорость из-лучающего ядра все еще не определена, но имеются показания, что ядро вра-щается как твердое тело с приблизительно средним значением угловой скоро-сти поверхности.

79

Дифференциальное вращение Солнца поддерживается движением газа вконвективной зоне. Объяснение наблюдаемого поведения является труднойпроблемой, которая пока еще не совсем понятна.

Атмосфера.

Солнечная атмосфера разделена на фотосферу и хромосферу. Вне атмо-сферы далеко наружу простирается корона.

Фотосфера. Фотосферой называются те слои сол-нечной атмосферы, в которых образуется видимое из-лучение, имеющее непрерывный спектр. Она являетсясамой внутренней частью атмосферы и имеет толщинувсего лишь 300 – 500 км. Именно фотосфера являетсявидимой поверхностью Солнца. Температура внутрен-ней границы фотосферы 8000 K, а внешней – 4500 K.При наблюдениях Солнца бросается в глаза плавное

потемнение его диска к краю. Это потемнение объясняется тем, что в фотосфе-ре температура растет с глубиной, а луч зрения ближе к краям диска проникаетна меньшую глубину с более низкой температурой. По этой причине края вы-глядят темнее. Точные измерения распределения яркости по диску Солнца по-зволяют рассчитывать изменение с глубиной важнейших характеристик фото-сферы, т.е. строить ее модель.

Результаты модельных расчетов показывают, что фотосфера это тонкий,но весьма непрозрачный слой газа протяженностью несколько сотен километ-ров, с концентрацией частиц около 1016 – 1017 в 1 см3, температурой 5 – 8 тыс.K и давлением около 0.1 атм. При таких условиях все атомы с небольшими по-тенциалами ионизации в несколько вольт (например, Na, K, Ca) ионизуются.Остальные элементы, в том числе водород, энергия ионизации которого 13.6эВ, остаются преимущественно в нейтральном состоянии.

Наблюдения фотосферы позволяют обнаружить на ней светлые округлыеобразования, которые называются гранулами. Типичный размер гранулы, ви-димый с Земли, равен 1′′ , что соответствует 1000км! на солнечной поверхно-сти. Грануляция есть наблюдаемое проявление расположенной под фотосферойконвективной зоны. Гранулы живут в среднем 5 – 10 минут, после чего распа-даются, а на их месте возникают новые. Гранулы окружены темными проме-жутками, образующими как бы ячейки, или соты. Спектральные линии в гра-нулах и промежутках между ними смещены соответственно в синюю и крас-ную стороны. Это означает, что в гранулах вещество поднимается, а вокруг нихопускается. Скорость этих движений составляет 1 – 2 км/с. В фотосфере на-блюдается также конвекция большего масштаба, называемая сверхгрануляцией.Ячейки сверхгрануляции могут быть около 1′ в диаметре. Наблюдаемые скоро-сти в сверхгрануляции направлены преимущественно вдоль солнечной поверх-ности.

80

Хромосфера. Выше фотосферы имеется слой около 500 км толщиной, вкотором температура возрастает от 4500K до ~ 6000K. Этот слой называетсяхромосферой. Выше хромосферы имеется переходная область в несколько ты-сяч километров, где хромосфера постепенно переходит в корону. Во внешнихчастях переходной области кинетическая температура достигает 106K.

В нормальных условиях хромосфера не видна, потому что ее излучениенамного слабее, чем излучение фотосферы. Однако во время полных солнеч-ных затмений хромосфера светит несколько секунд на обоих концах полнойфазы, когда Луна скрывает фотосферу полностью. Хромосфера выглядит тогдакак тонкий красноватый серп или кольцо.

Во время затмений может наблюдаться спектр хромосферы, называемыйспектром вспышки. Это эмиссионный линейчатый спектр с более чем 3000идентифицированными линиями. Наиболее интенсивны в спектре хромосферылинии ионизованного кальция, водорода и гелия, в которых хромосфера непро-зрачна, в то время как для видимого непрерывного излучения она практическиполностью прозрачна. Это обстоятельство лежит в основе важного метода изу-чения хромосферы: выделяется очень узкий участок спектра, соответствующийцентральной части какой-либо линии (чаще всего Hα водорода или K ионизо-ванного кальция), и Солнце фотографируется в этих лучах. Поскольку к излу-чению в центральных частях этих линий хромосфера непрозрачна, все наблю-даемые на такой фотографии детали изображения принадлежат хромосфере.

При изучении фотографий хромосферы обращает на себя внимание ее не-однородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция в фото-сфере. Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называютсяспикулами. Это факелоподобные структуры. Длина их составляет несколькотысяч километров, а толщина около одной тысячи километров. Со скоростямив несколько десятков километров в секунду спикулы поднимаются из хромо-сферы в корону и растворяются в ней. Т.о. через спикулы происходит обменвеществом между хромосферой и вышележащей короной.

Корона. Солнечная корона – самая внешняя и очень разреженная частьатмосферы Солнца, продолжающаяся в виде движущейся от Солнца плазмысолнечного ветра. Корона в сотни раз слабее дневного неба. Поэтому наблю-

дать ее невооруженным глазом можно лишь во время полныхсолнечных затмений. Вне затмений с поверхности Земли ко-рону наблюдают при помощи специальных телескопов – ко-ронографов.

Наиболее яркая часть короны удалена от лимба не болеечем на 0.2 – 0.3 радиуса Солнца. Она называется внутренней

или K-короной. Остальная, весьма протяженная часть короны называется внеш-ней или F-короной. K-корона имеет непрерывный спектр, образуемый рассеи-ванием фотосферного света электронами. F-корона имеет спектр с фраунгофе-ровыми линиями поглощения. Излучение F-короны есть солнечный свет, рас-сеиваемый пылью.

81

Эмиссионные линии солнечной короны, расположенные в видимой иблизкой инфракрасной области спектра, принадлежат обычным химическимэлементам, но находящимся в очень высоких степенях ионизации. Наиболееинтенсивна зеленая корональная линия, испускаемая ионом FeXIV, т.е. атомомжелеза, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная линия – красная коро-нальная – принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа FeX. Ос-тальные эмиссионные линии отождествлены с ионами FeXI, FeXIII, NiXIII,NiXV, NiXVI, CaXII, CaXV, ArX и др.

Для образования высокоионизованных корональных ионов нужны боль-шие энергии в сотни электрон-вольт. В излучении Солнца (фотосферы) нет фо-тонов, способных вызвать сильную ионизацию вещества в короне. Собственноеизлучение короны также ничтожно. Поэтому причина ионизации – столкнове-ния атомов, прежде всего со свободными электронами. Энергия таких электро-нов составляет сотни электрон-вольт, а их скорость достигает многих тысячкилометров в секунду. Эти значения дают для оценки кинетической температу-ры короны величину порядка миллиона кельвинов.

Высокая скорость электронов короны, рассеивающих солнечный свет,объясняет, почему в непрерывном спектре внутренней короны не наблюдаютсяфраунгоферовы линии: они полностью «размываются» вследствие очень силь-ного расширения, связанного с доплеровским эффектом от быстро движущихсяэлектронов.

Излучение F-короны не связано с рассеянием на свободных электронах.Именно оно является причиной появления во внешней короне линий поглоще-ния, из-за чего ее называют фраунгоферовой короной. F-корона представляетсобой свет Солнца, рассеянный на мелких межпланетных пылинках. Рассеиваясвет, эти пылинки очень слабо его поляризуют.

Чтобы поддерживать высокую температуру короны ее необходимо непре-рывно снабжать энергией. Согласно более ранним теориям, энергия в коронупоступает в виде акустических или магнитогидродинамических ударных волн,генерируемых на солнечной поверхности конвекцией. Совсем недавно былпредложен механизм нагревания электрическим током, индуцированным ме-няющимся магнитным полем. Тепло будет тогда генерироваться в короне поч-ти также как в обычной электролампочке.

Несмотря на высокую температуру, корональный газ так разрежен, чтополная энергия, запасаемая в нем, мала. Он постоянно течет наружу, становясьпостепенно солнечным ветром, который несет поток частиц прочь от Солнца.Газ, теряемый таким образом, заменяется новым материалом из хромосферы. В

окрестности Земли плотность солнечного ветра 35 10частицсм

! ! , а скорость –

около 500 кмсек

. Потеря массы Солнцем, обусловленная солнечным ветром, со-

ставляет примерно 1310 М−! в год.

82

Солнечная активность.

В солнечной атмосфере постоянно возникают быстро меняющиеся актив-ные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных облас-тей, свойства и структура которых почти не меняются со временем. Проявле-ния солнечной активности в фотосфере, хромосфере и короне различны, но всесвязаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, усилениеи изменение которого всегда сопровождается возникновением активных обра-зований.

Вследствие явления индукции плазма, как правило, не может перемещать-ся поперек силовых линий магнитного поля, но свободно течет вдоль них. По-этому в большинстве случаев плазма либо течет вдоль силовых линий сильногомагнитного поля, либо увлекает в своем движении силовые линии слабого маг-нитного поля. В первом случае говорят, что плазма как бы приклеена к сило-вым линиям магнитного поля. Во втором – говорят о «вмороженности» поля вплазму.

Солнечные пятна. Наиболее известным и легче всего наблюдаемым про-явлением солнечной активности являются солнечные пятна. Существованиепятен было известно давно, так как наибольшие из них можно было увидетьневооруженным глазом, разглядывая Солнце через достаточно плотный слойтумана.

Солнечное пятно выглядит как рваная дыра на солнечной поверхности.Внутри пятна находится темная полная тень, а вокруг него менее темная полу-тень. Вглядываясь в пятна около края солнечного диска можно увидеть, чтоони слегка понижены относительно остальной поверхности. Поверхностнаятемпература солнечного пятна примерно на 1500K ниже окружающей, что объ-ясняет темный цвет пятен.

Диаметр типичного солнечного пятна около 10000 км, а время жизни отнескольких дней до нескольких месяцев, в зависимости от его размера. Боль-шие пятна являются более долгоживущими. Солнечные пятна часто встречают-

83

ся парами или группами. Из движения пятен может быть определен периодвращения Солнца.

Количество пятен и других, связанных с ними проявлений солнечной ак-тивности периодически меняется. Эпоха, когда число центров активности наи-большее, называется максимумом солнечной активности, а когда их совсемили почти совсем нет – минимумом.

Колебания числа солнечных пятен имеют период около 11 лет. Они былидостаточно регулярными с начала 18-го столетия. Однако в 17-м столетии име-лись большие интервалы, когда вовсе не было существенных пятен. Этот дрем-лющий период называется минимумом Маундера. Аналогичный минимумШперера был в 15-м столетии. В более ранние эпохи также были отмечены ти-хие интервалы. Механизм, стоящий за этими нерегулярными колебаниями сол-нечной активности, пока не ясен.

Магнитные поля в солнечных пятнах измеряются на основе эффекта Зее-мана и могут достигать 0.45 тесла (магнитное поле Земли равно 0.06милитесла). Сильное магнитное поле тормозит конвективныйперенос энергии, что объясняет более низкую температуру в пятнах.

Солнечные пятна часто встречаются парами, в которых компоненты име-ют противоположную полярность. Структуру таких биполярных групп можнопонять, если поле поднимается в петлю над солнечной поверхностью, связываякомпоненты пары пятен. Если газ течет вдоль такой петли, она становится ви-димой как петлеобразный выступ.

В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен наСолнце, как правило, совсем нет. Затем они начинают появ-ляться далеко от экватора, примерно на широтах 35"" . Вдальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается кэкватору (закон Шперера). Однако в областях, удаленных отэкватора меньше чем на 8" , пятна встречаются редко. Пятнапоследующего цикла начинают появляться тогда, когда пятна

предыдущего все еще присутствуют около экватора. Пятна, принадлежащие кновому циклу, имеют полярность противоположную полярности пятен старогоцикла. Пятна на противоположных полусферах также имеют противополож-ную полярность. В эпоху максимума меняются полярность и общего магнитно-го поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения. Пол-ный период солнечной магнитной активности равен таким образом 22 годам(цикл Хейла).

Качественное описание механизма солнечного цикла было предложеноамериканским астрофизиком Г. Бэбкоком. В минимуме сол-нечной активности общий характер магнитного поля соответ-ствует диполю. Из-за того, что проводящая среда, такая каквнешние слои Солнца, не может двигаться поперек силовыхлиний, они будут вморожены в плазму, и будут переноситьсяею. Период вращения Солнца составляет 25 суток вблизи эква-тора и более чем 30 суток около полюсов. Такое дифференци-

-

+

+–

84

альное вращение будет вытягивать поле в тесную спираль (см. рис. ниже). Полестановится сильнее, и это усиление будет функцией широты.

Когда поле под поверхностью становится достаточно сильным, это приво-дит к «магнитной плавучести», которая поднимает жгуты магнитного потоканад поверхностью. Это случается сначала на широте около 40" , а затем на бо-лее низких широтах. Эти торчащие жгуты магнитного потока развиваются впетли, образуя биполярные группы пятен. Продолжая расширяться, петлидолжны соприкоснуться с общим дипольным полем, которое все еще остается вполярных областях. Это приводит к быстрому воссоединению силовых линийполя, нейтрализуя общее поле. Окончательным результатом, когда активностьутихает, является дипольное поле с полярностью, противоположной первона-чальной.

Таким образом, модель Бэбкока объясняет диаграмму «бабочки», образо-вание биполярных магнитных областей и инверсию общего поля между мак-симумами активности. Однако она является феноменологической моделью, ибыли предложены альтернативные сценарии. В теории «динамо» изучаютсяколичественные модели происхождения магнитных полей Солнца и других не-бесных тел. Согласно этим моделям поле производится конвекцией и диффе-ренциальным вращением газа. Полностью удовлетворительная динамо-модельдля солнечного магнитного цикла пока еще не найдена. Например, еще неиз-вестно, производится ли поле всюду в конвективной зоне, или в пограничномслое между конвективной и лучистой областями.

Другие виды активности. Помимо пятен существует несколько другихтипов проявления поверхностной активности Солнца: факелы, флоккулы (фа-кельные площадки), протуберанцы и вспышки.

Факелы и флоккулы являются локальными яркими областями в фотосфереи хромосфере соответственно. Фотосферные факелы видны вокруг пятен. Онивсегда возникают при небольших усилениях магнитных полей. Факелы могутсуществовать и без пятен, предваряя их появление, или в качестве остатков ак-тивной области. Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесьих контраст с фотосферой составляет около 20%), в то время как в центре онипочти незаметны. Это означает, что факел горячее соседней невозмущеннойобласти на 200 – 300 K и в целом слегка выступает над уровнем невозмущен-ной фотосферы.

Возникновение факела связано со свойством магнитного поля препятство-вать движению даже слабо ионизованного вещества, происходящему поперек

85

силовых линий. Слабое магнитное поле в области факела не может остановитьсравнительно мощных конвективных движений вещества. Однако оно можетпридать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции,помимо общего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшиебеспорядочные движения в горизонтальной плоскости. Эти движения, приво-дящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции,тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела, что облегчаетконвекцию и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перене-сти больший поток энергии. Таким образом, появление факела связано с уси-лением конвекции, вызванным слабым магнитным полем.

Факелы – относительно устойчивые образования. Они могут существоватьв течение нескольких недель и даже месяцев, занимая значительную долю ви-димой площади фотосферы.

Флоккулы – это хромосферные образования. Их наблюдают на спектроге-лиограммах Солнца, полученных в линиях H# водорода, K ионизованногокальция и L# водорода, относящихся соответственно к слоям хромосферы,расположенным на высотах 1200 – 1700, 1800 – 2000 и 2300 км. Флоккулывидны на этих снимках как яркие пятна, совпадающие по своим очертаниям сположением фотосферных факелов. Повышенную яркость флоккула в цен-тральных частях сильных линий можно объяснить увеличением плотности ве-щества в хромосфере в 3-5 раз при почти неизменном значении температурыили лишь слабом ее увеличении. Флоккулы обычно появляются, когда образу-ются новые пятна, и исчезают, когда исчезают пятна.

Протуберанцы являются одним из наиболее зрелищныхсолнечных явлений. Они представляют собой пылающие га-зовые массы в короне, легко наблюдаемые вблизи краевСолнца. Имеется несколько типов протуберанцев: неподвиж-ные (дремлющие), в которых газ медленно оседает вдоль

магнитных силовых линий; петлеобразные протуберанцы, связанные с петлямимагнитного поля в солнечных пятнах; более редкие эруптивные протуберанцы,у которых газ сильно выбрасывается наружу. Температура протуберанцев око-ло 10000 – 20000 K. На H# -фотоснимках хромосферы протуберанцы выглядяткак темные волокна на фоне солнечной поверхности. Протуберанцы – самыекрупные образования в солнечной атмосфере, их длина достигает сотен тысячкилометров. Нижние их части сливаются с хромосферой, а верхние простира-ются на десятки тысяч километров в корону. Через протуберанцы постояннопроисходит обмен веществом между хромосферой и короной.

Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эво-люцией групп солнечных пятен. На первых стадиях развития активной облас-ти, вскоре после возникновения пятен, образуются короткоживущие и быстро-меняющиеся протуберанцы вблизи пятен. На более поздних стадиях возникаютустойчивые спокойные протуберанцы, существующие без заметных измененийв течение нескольких недель и даже месяцев. Потом внезапно может наступить

86

стадия активизации протуберанца, проявляющаяся в возникновении сильныхдвижений, выбросов вещества в корону и появлении взрывающихся эруптив-ных протуберанцев.

В короне и хромосфере, чаще всего в небольшой области между разви-вающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярности сильныхмагнитных полей, возникают самые мощные и быстро развивающиеся прояв-ления солнечной активности, называемые солнечными вспышками. Они появ-ляются как яркие вспышки, длящиеся от одной секунды до почти часа. Одно-временно с видимым излучением сильно возрастает интенсивность ультрафио-летового и рентгеновского, а также радиоизлучения из области вспышки. Привспышках внезапно освобождается большое количество энергии, накопленнойв магнитном поле. Весь процесс солнечной вспышки имеет характер взрыва,сопровождающегося сильным сжатием вещества в некотором объеме хромо-сферы. Общее количество энергии, выделяющейся в диапазоне оптического,ультрафиолетового, рентгеновского и радиоизлучения, а также идущей на ус-корение плазмы и отдельных частиц, достигает 1028 – 1032 эрг, т.е. 1021 – 1025

Дж. Примерно половину этой энергии уносят корональные выбросы массы иударные волны, а четверть – движение хромосферного вещества. Остальнуюэнергию делят между собой солнечные космические лучи, рентгеновское,ультрафиолетовое и оптическое электромагнитное излучение.

Вспышки приводят к возмущениям на Земле. Рентгеновские лучи вызы-вают изменения в ионосфере, что влияет на коротковолновую радиосвязь. Ис-пускаемые вспышками частицы, входя несколько дней спустя после вспышки вмагнитное поле Земли, приводят к сильному полярному сиянию и магнитнымбурям.

Солнечное радиоизлучение. Солнце является наиболее сильным радиоис-точником на небе, наблюдаемым с 1940-х годов. Радиоизлучение Солнца по-стоянно меняется в соответствии с солнечной активностью. В течение большихбурь полная эмиссия может быть в 100000 раз выше, чем нормальная. Сильные,внезапные возрастания радиоизлучения называются радиовсплесками, и клас-сифицируются пятью различными типами.

Рентгеновское и ультрафиолетовое излучение. ЭмиссияСолнца в рентгеновских лучах также связана с активными об-ластями. Признаками активности являются яркие рентгенов-ские области и более малые яркие рентгеновские точки, кото-рые длятся около десяти часов. Внутренняя солнечная коронатакже испускает Х-лучи. Вблизи солнечных полюсов имеются корональныедыры, где эмиссия Х-лучей слаба.

Ультрафиолетовая картина солнечной поверхности показывает ее как су-щественно более иррегулярную, чем она выглядит в видимом свете. Большаячасть поверхности испускает мало УФ-излучения, но имеются большие актив-ные области, которые очень ярки в ультрафиолете.

87

Наблюдения Солнца в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах былисделаны при помощи спутников. Эти наблюдения сделали возможным деталь-ное изучение внешних слоев Солнца. Наблюдения других звезд также обнару-жили короны, хромосферы и магнитные колебания, аналогичные солнечным.Таким образом, новая наблюдательная техника сделала физическое исследова-ние Солнца и звезд более близкими друг к другу.