СОЛНЦЕ.

СОЛНЦЕ.

Содержание:
1. Введение
2. Внутреннее строение
3. Атмосфера
4. Магнитные поля
5. Излучение

1. Введение

С.- газовый, точнее плазменный, шар. Радиус С.см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса С.г, т. е. в 333000 раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Ср. плотность солнечного вещества 1,41 г/см ³,что составляет 0,256 ср. плотности Земли (солнечное вещество содержит помассе 68% водорода, 30% гелия и ок. 2% др. элементов). Ускорение свободногопадения на уровне видимой поверхности С. g =2,7*10⁴ см/с ². Вращение С. имеет дифференц. характер: экваториальнаязона вращается быстрее (14,4° за 1 сут), чем высокоширотные зоны (10° за1 сут у полюсов). Ср. период вращения С. 25,38 сут, скорость вращения наэкваторе ок. 2 км/с, энергия вращения (определённая по вращению поверхности)составляет 2,4-10⁴² эрг. Мощность излучения С.- его светимость эрг/с (3,86*10²⁶ Вт). Эффективная температура поверхности Т _э= 5830 К. Солнце относится к звёздам-карликам спектральногокласса G2. На диаграмме спектр - светимость (см. Герцшпрунга - Ресселладиаграмма )С. находится в ср. части гл. последовательности, на к-ройлежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости втечение миллиардов лет. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса к-рыхсоставляет всего лишь 0,13%, но на них приходится ок. 98% момента кол-вадвижения всей солнечной системы.

Под действием гравитации С., как и любая звезда, стремится сжаться. <Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокойтемп-ры и плотности внутр. слоев С. В центре С. темп-pa Т 1,6*10⁷ К, плотность 160г/см ³. Столь высокая темп-pa в центр. областях С. может поддерживатьсядлительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода. Этиреакции и являются осн. источником энергии С.

При темп-pax, характерных для центра С., осн. энергия излучения приходитсяна рентг. диапазон. Из центр. области С. до его поверхности эл.-магн. излучениеиз-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ~1 млн. <лет, при этом спектр существенно изменяется (путь, приблизительно в 200раз больший, - от С. до Земли - свет проходит за время 8 мин).

В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерныхреакций в центре С., доходят до нас практически не поглощаясь. Методы нейтриннойастрономии подтверждают наши преставления о ядерных реакциях в центр. областяхС.

В недрах С. атомы (в осн. это атомы водорода) находятся в ионизов. состоянии. <Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано гл. обр. <с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов (с их фотоионизацией).Однако таких элементов в недрах С. мало. Движущиеся из солнечных недр фотонычастично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощениев ионизов. газе центр. области С. всё же относительно мало. По мере удаленияот центра С. темп-pa и плотность газа падают, и на расстояниях, больших0,7-0,8,уже могут существовать нейтральные атомы (в более глубоких слоях - атомыгелия, ближе к поверхности С.- атомы водорода). С появлением нейтральныхатомов (особенно многочисл. атомов водорода) резко возрастает поглощение, <связанное с их фотоионизацией. Перенос энергии излучением сильно затрудняется. <Включается др. механизм переноса энергии - развиваются крупномасштабныеконвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным (см. Конвективнаянеустойчивость). Протяжённость по высоте солнечной конвективнойзоны 200 тыс. км. Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы -порядка 1 м/с, в тонком верх. слое они достигают 2 км/с.

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. <Излучение, приходящее от С. к внеш. наблюдателю, возникает в чрезвычайнотонком поверхностном слое - фотосфере, имеющей толщину (1/2000)км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободнопропускают непрерывное оптич. излучение фотосферы (близкое к излучениюабсолютно чёрного тела с темп-рой ок. 6000 К). верх. часть фотосферы ипереходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающимслоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рыхчастотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. <Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающимслоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда называют фраунгоферовымилиниями. Практически вся энергия излучения Солнца заключена в непрерывномизлучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500до 0,5 см.

В радиодиапазоне и КВ-области спектра излучение существенно отличаетсяот фотосферного. В радиодиапазоне оно остаётся непрерывным, однако его яркостная температура T_b, начинает возрастать: в миллиметровомдиапазоне К, при = 1 см 10000К и монотонно возрастает до 10⁶ в диапазоне от 3 до 100 см. <Это объясняется тем, что внешние разреженные части солнечной атмосферы- хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачнымив радиодиапазоне и с увеличением длины радиоволн излучение поступает кнам от всё более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивностьрадиоизлучения хромосферы и короны испытывает значит, изменения, как медленные, <так и более быстрые (всплески). Последние связаны с нетепловыми плазменнымипроцессами.

При темп-pax ~ 10⁴ К (хромосфера) и 10⁶ К (корона),а также в переходном слое с промежуточными темп-рами появляются ионы разл. <элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленныв КВ-части спектра . Спектр в этой области состоит из отд. эмиссионных линий, самые яркиеиз к-рых - линия водорода и линия нейтрального и ионизованного гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически непоглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в неск. раз втечение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышкахна Солнце.

Физ. характеристики разл. слоев приведены на рис. 1 (условно выделенаниж. хромосфера толщиной 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верх. <атмосферы С. (хромосферы и короны) может быть обусловлен механич. энергией, <переносимой волнами, возникающими в верх. части конвективной зоны, и диссипацией(поглощением) энергии электрич. токов, генерируемых магн. полями.

Рис. 1. Физические характеристики слоев Солнца;- плотность, Т - температура, р - давление, я - число частиц в 1 см ³.Толщина фотосферы и хромосферы на рисунке несколько преувеличена.

С существованием на С. поверхностной конвективной зоны связан ещё рядявлений. Ячейки самого верх. яруса конвективной зоны наблюдаются на поверхностиС. в виде гранул. Более глубокие крупномасштабные движения во 2-м ярусезоны проявляются в виде ячеек сверхгрануляции и хромосферной сетки. Имеютсяоснования считать, что конвекция в ещё более глубоком слое наблюдаетсяв виде гигантских структур - ячеек с большими, чем сверхгрануляция, размерами.

Большие локальные магн. поля в зоне 30°от экватора приводят к развитию т. н. активных областей с входящими в нихпятнами. Число активных областей, их положение на диске и полярности пятенв группах меняются с периодом 11,2 года. В период необычайно высокого максимума (1957-58) активностьзатрагивала практически весь солнечный диск. Кроме сильных локальных полейна С. имеется более слабое крупномасштабное магн. поле. Это поле меняетзнак с периодом ок. 22 лет и близ полюсов обращается в нуль в максимумесолнечной активности, м. А. Лившиц.

2. Внутреннее строение

Элементы тяжелее гелия составляют ок. 0,1% (по числу атомов) и присутствуютна С. примерно в тех же пропорциях, что и на Земле. Это свидетельствуетоб их общем происхождении (см. Происхождение Солнечной системы). Геология, <данные, основанные на свойствах радиоактивных элементов в земной коре, <показывают, что Земля отвердела 4,5*10⁹ лет назад. Следовательно, <и возраст С. должен быть больше. Известно также, что поток энергии от Солнцане изменился существенно за последние 10⁹ лет.

Светимость С. обеспечивается энергией, освобождающейся в термоядерныхреакциях превращения водорода в гелий, к-рые протекают в его центральной, <наиб. горячей области - ядре. Термоядерный источник способен поддерживатьС. в равновесном, почти неизменном состоянии длит. время - ок. 10¹⁰ лет; при отсутствии этого источника С. могло бы светить лишь за счёт собств. <гравитац. энергии, освобождающейся при медленном сжатии, но только в течениевремени порядка лет.

Превращение водорода в гелий происходит гл. обр. в водородном цикле и частично в углеродно-азотном цикле. В конце этих циклов группыиз четырёх протонов превращаются в ядра гелия. Поскольку масса ядра гелияменьше суммарной массы исходных протонов на 0,7%, то в каждом цикле выделяетсяэнергия МэВ ( - массапротона) в виде -излучения(26,2 МэВ) идвух нейтрино (0,5МэВ). Нейтрино очень слабо взаимодействуют с веществом и поэтому почтибеспрепятственно выходят из солнечного ядра. Фотоны же эффективно поглощаютсяи переизлучаются веществом. Длина свободного пробега фотонов в центр. областях С. ~10^-2 см. В результате излучение находитсяпочти в термодинамич. равновесии с веществом. Это означает, что ср. энергияфотонов равна тепловой энергии частиц.

Перенос излучения, наружу носит диффузионный характер, при к-ромфотоны многократно поглощаются и переизлучаются. Величина потока лучистойэнергии внутри С. прямо пропорциональна градиенту темп-ры и обратно пропорциональнакоэф. непрозрачности ( - плотностьвещества), характеризующему способность газа поглощать и рассеивать излучение. <Однако не на всём пути от центра к поверхности солнечная энергия переноситсяизлучением. На расстоянии примерно 0,7от центра вещество становится конвективно неустойчивым, и выше этого уровняэнергия переносится преим. турбулентными потоками вещества. В конвективнойзоне темп-pa невелика по сравнению с темп-рой ядра. В результате увеличиваетсячисло электронов, находящихся в связанных состояниях в атомах водородаи др. элементов. Это ведёт к увеличению непрозрачности газа, большему сопротивлениюдиффузии излучения и возрастанию градиента темп-ры. Конвективная неустойчивостьнаступает, если абс. значение градиента темп-ры станет больше нек-рой критич. <величины, называемой адиабатич. градиентом. Скорости конвективных потоковвозрастают номере продвижения к поверхности от ~10³ см/с до 10⁵ см/с. Вблизи поверхности С. на расстоянии 0,999эффективность конвективного теплопереноса резко надает вследствие низкойплотности вещества. Здесь энергия вновь переносится излучением. Вероятно, <этот верх. слой конвективной зоны ответствен за наблюдаемую грануляц. структуруповерхности С.

Эволюция С. определяется изменением его хим. состава в результате термоядерныхреакций. Согласно расчётам, ныне в ядре доля водорода по массе ок. 35%,тогда как в начале эволюции, судя по поверхностным слоям, в к-рых термоядерныереакции не происходят, водород составлял ок. 73%. Превращение водородав гелий постепенно увеличивает ср. молекулярный вес вещества, поэтому равновесиев солнечном ядре поддерживается при всё более высоких темп-ре и плотности. <Поскольку скорости термоядерных реакций быстро увеличиваются с ростом темп-ры, <то, несмотря на уменьшение содержания водорода, выделение энергии внутриС. возрастает. Следовательно, с возрастом светимость С. несколько увеличивается. <В ходе эволюции центр. ядро сжимается, а оболочка расширяется; радиус С. <при этом растёт.

Теория внутр. строения эволюции звёзд предсказывает, что, когдаС. достигнет возраста 9*10⁹ лет, водород в центр. ядре будетисчерпан и термоядерные реакции будут идти в окружающем ядро слое, к-рыйрасширяется со временем. На этой стадии эволюции длительностью 5*10⁸ лет существенно увеличится радиус С. и уменьшится эфф. темп-pa поверхности- С. станет красным гигантом (см. Красные гиганты и сверхгиганты]. Затемпоследует быстрая стадия (5-10⁷ лет) горения гелия и более тяжёлых элементов, сопровождающаяся сбросомоболочки, после чего С. превратится в медленно остывающий белый карлик.

Для детального изучения внутр. строения С. строят модели С. и сравниваютих предсказания с данными наблюдений. Стандартная модель С. рассчитываетсяпри следующих предположениях: С. является сферически-симметричным и находитсяв гидростатич. равновесии; С. находится в состоянии теплового равновесия, <за исключением небольших изменений энтропии во время эволюции; измененияхим. состава обусловлены ядерными реакциями в водородном и углеродно-азотномциклах; вещество перемешивается только в конвективной зоне; С. было первоначальнооднородным по хим. составу и эволюционировало без изменения массы в течение4,7*10⁹ лет к совр. значениям радиуса и светимости.
Ур-ния, описывающие стандартную модель в переменной (масса внутри радиуса г), имеют вид:

(условие гидростатич. равновесия);

(ур-ние теплового баланса);

(ур-ние теплопереноса в диффузионном приближении для лучистого переносаи в приближении пути перемешивания для конвективного переноса). Здесь Р- давление,- кол-во энергии, вырабатываемое 1 г вещества в 1 с, S- энтропияединицы массы,- коэф. лучистой теплопроводности,- постоянная Стефана - Больцмана, Nu - число Нуссельта, характеризующееэффективность конвективного теплопереноса,- характерный перепад темп-р в конвективных элементах; l - длинаперемешивания, к-рая полагается пропорциональной шкале (характерной высоте)изменения давления Н _p. К этим ур-ниям добавляются ур-ниясостояния ,S = S(P, Т, Х _i), выражения для коэф. поглощения и скорости генерации энергии ,где X_i - относит. содержание по массе элементов с атомнымномером i. Ур-ния состояния в первом приближении такие же, как дляидеального газа, но с учётом ионизации и возбуждения атомов, частичноговырождения электронного газа и электростатич. взаимодействия заряж. частиц. <Для коэф. поглощения берётся среднее по частотам излучения значение. Скоростьгенерации энергии определяется вкладами отд. реакций водородного циклаи небольшой добавкой от реакций углеродно-азотного цикла. Ур-ния для изменениясодержаний элементов имеют вид:

где

- вероятность на единицу времени образования ядра j из ядра i,- вероятность реакции синтеза ,- сечение этой реакции, v - относит. скорость частиц i и ,угл. скобки означают усреднение,- концентрация частиц i, N₀ - число Авогадро, А _i- атомная масса. В расчётах вероятностей ядерных реакций учитываютсяпоправки на электронное экранирование кулоновского потенциала ядер.

Ур-ния дополняются четырьмя граничными условиями. Поверхность моделисоответствует эфф. темп-ре С., Т = Т _э, поэтому первоеграничное условие:= L при .Второе условие на поверхности получается из равенства давления Р при давлению, полученному путём интегрирования ур-ния гидростатич. равновесияв атмосфере. Два других граничных условия задаются в центре С. при М _r=0: r = 0 и L= 0.

Эволюц. последовательности моделей С. рассчитывают начиная от стационарной, <однородной по хим. составу модели, соответствующей нулевому возрасту нагл. последовательности, до модели совр. возраста = 4,7*10⁹ лет, принимая во внимание изменения хим. состава, <вызванные ядерными реакциями (см. Моделирование звёзд). Варьированиемдвух параметров: нач. содержания гелия Х ₄ и получают для модель, радиус и светимость к-рой согласуются с наблюдаемыми величинами. <Нек-рые характеристики стандартной модели приведены в табл. 1, 2 и на рис.2.

Табл. 1.-Параметры Солнца согласно стандартной модели (Bachall etal., 1982)

Табл. 2.-Параметры стандартной модели Солнца в зависимости от времени(Bachall et al., 1982)

Тестом для моделей С. являются данные о внутр. строении С., полученныепутём измерения потока солнечных нейтрино и в результате наблюдений глобальныхосцилляции С.

Электронные нейтрино с энергиями МэВ, образующиеся в реакции водородного цикла, зарегистрированы в эксперименте Дэвиса (см. Нейтриннаяастрофизика). Измеренный поток нейтрино оказался существенно меньшимвеличины 7,80,9SNU (1SNU= 10^-36 захватов нейтрино на одну частицудетектора в 1 с - солнечная нейтринная единица), предсказанной на основестандартной модели. Расхождение может быть связано как с неточностью описаниявнутр. строения С. стандартной моделью, напр. в случаях перемешивания веществав солнечном ядре в ходе эволюции или пониж. содержания тяжёлых элементовв зоне лучистого переноса, так и с превращением электронных нейтрино вмюонные в результате слабого взаимодействия при распространении в плотномсолнечном веществе (эффект Михеева - Смирнова). Разрешить проблему дефицитасолнечных нейтрино можно путём регистрации низкоэнергичных нейтрино (МэВ), образующихся в первой реакции водородного цикла , при помощи галлиевого детектора. Их поток (согласно расчётам,107SNU )практически не зависит от деталей внутр. строения С., и поэтому, <если измеренная величина окажется меньше расчётной, то это будет подтверждениемгипотезы превращений нейтрино. В противном случае малый поток высокоэнергичныхнейтрино связан с отличиями от стандартной модели, и тогда для их выясненияпотребуются дополнит. нейтринные эксперименты с разл. детекторами. Измерениячастот акустич. мод собств. колебаний С. показали, что строение оболочки( 1) хорошоописывается стандартной моделью. Надёжных данных о структуре ядра покане получено (см. Солнечная сейсмология).

Рис. 2. Стандартная модель внутреннего строения Солнца (Bachall etal., 1982). Плотность р, температура Т, светимость L и содержание водородапо массе X, представлены как функции радиуса r и массы М _r.

Лит.: Сох J. P., G i u l i R. Т., Principles of stellar structure,v. 1-2, N. Y. - L.- P., 1968; Г и б с о н Э., Спокойное Солнце, пер. сангл., М., 1977; Bachall J. N. и др., Standard solar models and the uncertaintiesin predicted capture rates of solar neutrinos, «Rev. Mod. Phys.», 1982,v. 54, p. 767; Bancall J. N. и др., Chlorine and gallium solar neutrinoexperiments, «Astrophys. J.», 1985, v. 292, p. L79; Михеев С. П., СмирновА. Ю., Осцилляции нейтрино в среде с переменной плотностью, «УФН», 1986,т. 150, в. 4, с. 632. А. Г. Косовичев.

3. Атмосфера

В атмосфере С., так же как и в атмосферах др. невырожденных звёзд (см. Звёздные атмосферы), выделяют три слоя: фотосферу, хромосферу(см. также Хромосферы звёзд )и корону (см. Солнечная корона, <Короны звёзд). Наблюдаемое непрерывное излучение в оптич. диапазонегенерируется в слое протяжённостью ок. 300 км - солнечной фотосфере. Оноявляется тепловым и достаточно точно описывается в видимой и близкой ИК-областиспектра ф-цией Планка с эфф. темп-рой Т _э= 5830 К. Темп-paв фотосфере падает с высотой, что приводит к наблюдаемому потемнению дискаС. к краю (где видны поверхностные слои), небольшому - в красных лучахи более сильному - в синих и ультрафиолетовых. Небольшие флуктуации темп-рыспокойной фотосферы в горизонтальном направлении связаны, вероятно, с проникновениемв эти слои горячего газа - поднимающихся из более глубоких слоев конвективныхпотоков. Это солнечная грануляция - яркие ячейки неправильной формы (гранулы)диаметром ок. 1-2° (700-1400 км вдоль поверхности С.) с более тонкими тёмнымипромежутками между гранулами.

Плазма солнечной фотосферы с плотностью ок. 10¹⁷ см ^-3 является слабоионизованной (рис. 3). Падение темп-ры с высотой на нек-ромуровне останавливается; выше этой т. н. области температурного минимума- во внеш. атмосфере С. - темп-pa разреженного газа вновь возрастает до~10⁴ К в хромосфере и более чем до ~10⁶ К в короне. <Первые две тысячи км хромосфера остаётся сравнительно однородной: лишьчасть плазмы оказывается заключённой в петельные структуры; выше хромосферараспадается на ряд отд. потоков - хромосферных спикул, достигающих высот8-10 тыс. км. Диаметры спикул сравнимы с диаметрами гранул, скорость подъёмаи опускания вещества в них 20 км/с.

Рис. 3. Распределение температуры Т, концентрации нейтрального водородап и свободных электронов п _e в фотосфере и нижней хромосфере(h - высота в км).

Хромосфера с Т 10000 К является источником линейчатого излучения металлов, водородаи гелия. Линии наблюдаются в излучении за краем диска и в поглощении -в проекции на диск. Горизонтальная неоднородность хромосферы проявляетсяпри наблюдениях в частотах линий водорода, Н и К ионизов, кальция и нек-рых других. наиб. <характерной является хромосферная сетка: ячейки диам. 20-30 тыс. км, покрывающиевесь диск. Газ в ячейках растекается от центра к периферии со скоростями0,3-0,4 км/с. Происхождение хромосферной сетки связано с наличием конвективныхдвижений масштаба - супер-, или сверхгрануляции. Из границ хромосфернойсетки выбрасывается большее кол-во спикул, чем из центр. частей ячеек.

Переход от хромосферного газа с Т ~10⁴ К к корональномус Т ~10⁶ К происходит в каждой фиксиров. точке поверхностиС. очень резко, на промежутке высот всего 10-100 км. Такой узкий слой формируетсяза счёт потока тепла из короны вниз.

Над хромосферой располагается оболочка разреженного горячего газа (корона).В первом приближении плотность газа падает при удалении от лимба по гидростатич. <закону (с уменьшением плотности в е раз на расстоянии ок. 0,1).Плотности в основании короны изменяются от ~10⁹ см ^-3 в активных и до 6*10⁷ см ^-3 в самых разреженных участках, <т. н. корональных дырах.

Осн. часть вещества короны сосредоточена во внутр. короне (до расстояний0,1-0,3от лимба), причём не равномерно, а в отдельных корональных петлях (арках).Самые плотные и горячие арки располагаются в активных областях и близ них. <Длина петли L, давление плазмы и темп-pa близ вершины связаны впервом приближении т. н. соотношением подобия Т~Темп-pa плазмы в большинстве арок составляет 2 млн. К, плотности близкик 10⁹ см ^-3. Как само происхождение арочной структуры, <так и нагрев плазмы в арках связаны с влиянием магн. полей.

В нек-рых площадках на С. атмосфера на всех высотах заметно отличаетсяот описанной выше атмосферы спокойного С. Само появление центров активности, <или активных областей, происходит с определ. последовательностью во времении по местоположению на С.

Темп-pa верх. части фотосферы активной области повышается на 100-300К, более яркие гранулы объединяются в цепочки, хорошо видимые при их приближениик краю диска (факелы). Факелы часто окружают солнечные пятна (рис. 4),состоящие из тёмной тени и более близкой по яркости к фотосфере волокнистойполутени. Темп-pa тени пятен примерно на 1500 К ниже фотосферной. Хромосфераактивной области - флоккул (яркое образование в свете центра сильных линий , Н и КCall) иногда оказывается пересечённой системой тёмныхволоконец - фибрилл. Усиление яркости флокулла связано в осн. с повышениемздесь плотности до 3 раз.

Рис. 4.

В корональной конденсации число арок заметно возрастает. Обычная, илиперманентная, корональная конденсация (см ^-3,К,) существуетнад большим центром активности всё время его жизни, т. е. до года. Неск. <суток наиб. интенсивного развития центра активности в большинстве случаевявляются экстремальными и для корональной конденсации плотности в аркахдостигают 10¹⁰ см ^-3, темп-pa в нек-рых из них повышаетсяв неск. раз, развиваются сложные газодинамич. движения.

Кроме описанных выше стационарных образований в определ. моменты временинаблюдаются нестационарные явления, развивающиеся в короне и хромосфере. <При солнечных вспышках газ в арочных системах нагревается до 20-30 млн. <К, плотность повышается до 10¹⁰ см ^-3. В ряде случаевнаблюдается выброс плазмы на расстояние до сотен радиусов С. (корональныетранзиенты). В горячей короне иногда появляются холодные плотные облака(га = 10^-10-10¹³ см ^-3, Т ~10⁴ К) - солнечные протуберанцы.

4. Магнитные поля

На С. существует весьма сложная система магн. полей, изменяющаяся какво времени, так и в пространстве. В течение ряда лет вблизи минимума циклаактивности высокие широты заполнены преим. слабыми полями одного знака(направления нормальной составляющей). В северном N и южном . полушариях знаки поля различны, так что картина там напоминает распределениеполей диполя, помещённого в центре С. Каждые 11 лет происходит смена знака высокоширотных полей - переполюсовка диполя.

На более низких широтах также встречаются области, занимающие до ~50° по широте и долготе, преим. <заполненные магн. образованиями одного знака. Ср. напряжённость этих униполярныхполей сравнима с той, к-рая характерна для высоких широт - ок. 1 Э.

Локальные магн. поля появляются в областях диам. 100-300 тыс. км наширотах менее 35° и вызывают весь комплекс явлений, развивающихся в центреактивности. Часто они представляют собой два «холма» поля противоположнойполярности напряжённостью от сотен до тысяч эрстед. Наблюдается также мультиполярнаяструктура этих образований. Если напряжённость поля в «холме» превышает1400 Э, на фотосфере появляется тёмное образование - пора, для полей 2-4тыс. Э - пятно. Поля в центр. части пятен - их тени - выходят примернопо нормали к поверхности, вне тени (в окружающем пятно факеле) быстро становятсяпрактически горизонтальными. Магн. поток центра активности ср. размеровили большой группы пятен близок к 10²² Мкс, сильно развитогопятна - к 10²¹ Мкс.

Вынос магн. потока на поверхность наблюдается в виде небольших областейвсплывающего потока. Весь процесс занимает от одного до неск. дней и происходитвнутри или на периферии уже существующих активных областей либо на участкахспокойного С. Область всплывающего потока биполярна и представляет собойсистему протяжённых (до 30000 км) низких (высотой до 5000 км) арок. Самыемалые из таких образований, называемые эфемерными областями, примерно засутки проявляются и исчезают; магн. поток каждой из них 10²⁰ Мкс. На диске в течение суток может появляться до 100 такихэфемерных областей, по-видимому, проявляющихся в виде ярких рентг. точек;наряду с центрами активности они вносят заметный вклад в общий магн. потоксоответствующих крупномасштабных образований солнечной поверхности.

Фоновые поля невозмущённого С. сосредоточены в отд. элементах с магн. <потоками Мкс. <Поток преим. сосредоточен на границах ячеек хромосферной сетки. Магн. поток Мкс при диаметре элемента 2000 км соответствует напряжённости поля 10 Э. <Внутри ячеек также встречаются элементы поля, чаще, чем на границах сетки, <имеющие биполярную структуру (т. е. типа эфемерных областей). Усилениеполя на границах сетки, по-видимому, связано с тем, что горизонтальныедвижения плазмы сгребают силовые линии к границам супергрануляц. ячеек.

Все осн. явления, происходящие в активной области, обусловлены влияниеммагн. поля на строение солнечной атмосферы. Так, уменьшение темп-ры пятен, <вероятно, связано с тем, что вертикальное магн. поле затрудняет горизонтальныедвижения в конвективной ячейке. Поток энергии, переносимой конвекцией, <при этом уменьшается, что и приводит здесь к нек-рому охлаждению вещества.

Арочные структуры в хромосфере, и особенно во внутр. короне, обусловленытем, что нек-рые пучки силовых линий заполняются плазмой. При увеличениинагрева в вершине арки поток тепла из-за высокой теплопроводности короныочень быстро проходит вдоль силовых линий и значительно повышает темп-ручасти хромосферного вещества близ оснований арки. Это вещество расширяетсявдоль силовых линий, заполняя всю арку. Соответствующий процесс «испарения»наблюдается при импульсном выделении энергии в короне в начале вспышек. <При этом скорости оттекающего из хромосферных слоев нагретого до Т ~2*10⁷ К газа составляют 300-400 км/с. Ударная волна с излучением, <идущая вниз, формирует слой плотного газа с Т -8000-9000 К - источникнизкотемпературного свечения во вспышках.

Газодинамич. расширение короны в крупномасштабном квазидипольном полеС. приводит к формированию регулярного межпланетного магн. поля: появлениюдвух противоположно направленных магн. потоков с токовым слоем между ними. <Ряд факторов вызывает гофрировку этого токового слоя. Пересечение Землёйили космич. аппаратом токового слоя объясняет наблюдаемое явление секторнойструктуры межпланетного магн. поля (см. Солнечный ветер).

5. Излучение

Кол-во энергии, излучаемой с 1 м ² поверхности С. в 1 с, равно6,28*10⁷ Вт. На ср. расстоянии Земли от С. (1 а. е.) поток излученияС. Вт/м ²(солнечная постоянная).

Развитие внеатмосферных методов наблюдений позволило изучить спектрС. во всём диапазоне эл.-магн. волн - от -диапазонадо километровых радиоволн. Осн. компонент солнечного излучения - непрорывноетепловое излучение фотосферы. Его спектр в первом приближении аналогиченспектру абсолютно чёрного тела с темп-рой ок. 6000 К (рис. 5). Это излучениепростирается от 180 нм до 1 см, с максимумом ок. 450 нм. В нём заключенаосн. часть энергии, излучаемой С. Поскольку темп-pa газа в фотосфере медленноубывает с высотой, на краях диапазона (ок. 200 нм и ок. 20-50 мкм) спектризлучения несколько более крутой, соответствующий темп-ре верх. фотосферы(4500 К).

Рис. 5. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линии - результаты измерений, <штриховые - распределение энергии в спектре абсолютно чёрного тела с температуройТ 6000 К (илис Т = 10'К и 10» К в ДВ-части спектра). Для волн длиннее 30 мкм порядкивеличин потоков указаны отдельно (близ кривых).

Солнечное излучение во всех диапазонах подвержено влиянию солнечнойактивности. В видимой и близкой ИК-областях спектра относит. измененияпотока излучения с характерными временами порядка суток и месяцев составляютвсего 0,1-0,3%. Такова же и общая амплитуда изменений в течение 11-летнегоцикла. На излучение в др. диапазонах, возникающее не в фотосфере, а в хромосфереи короне, активность влияет гораздо сильнее. Появляется перем. часть излучения, <делящаяся на медленно изменяющуюся и вспышечную составляющие. Излучениепервой из них - дополнит. эмиссия, возникающая в активных областях. ВращениеС. с неоднородным распределением активных областей по диску обусловливает27-дневную повторяемость формы кривой изменения со временем потока излученияС., наблюдаемого с Земли. Развитие или возникновение на видимом диске новыхактивных областей иногда нарушает строгую повторяемость формы этой кривой. <Амплитуда изменений в радио- и мягком рентг. диапазонах составляет ужедесятки процентов и увеличивается при удалении от оптич. диапазона в обестороны. Со вспышками связаны всплески излучения с характерными временамиот минут до часов. В радио- и рентг. диапазонах амплитуда этих всплесковможет быть очень большой.

ИК-излучение - тепловое излучение верх. фотосферы. Поток далёкого ИК-излучениямонотонно возрастает с уменьшением длины волны: на 100, 20 и 5 мкм он составляетсоответственно 0,37, 2,3*10² и 5,5*10⁴ Вт/(м ²*ст*мкм).В указанном диапазоне яркостная темп-pa постепенно возрастает от 4400 до5500 К. В спектре присутствует ряд фраунгоферовых линий и молекулярныхполос. Наблюдаются также неск. линий хромосферы (гелия,= 1083,0 нм, пашеновские линии водорода, линии магния, а также нек-рыекорональные линии). Суммарный поток ИК-излучения с длиной волны мкм составляет более 30% всего потока излучения. Непрерывное ИК-излучениене зависит от степени активности С.

Оптическое и УФ-излучение - непрерывное излучение, «изрезанное» фраунгоферовымилиниями. В диапазоне 800-180 нм содержится ок. ²/₃ всей энергии, излучаемой С. В УФ-диапазоне становятся заметными вариацииизлучения, связанные с солнечной активностью. В солнечном спектре отождествленоболее 30000 линий поглощения. Энергия, поглощаемая в этих линиях, составляет30% энергии непрерывного излучения в УФ-диапазоне, доходит до 40-50% вдиапазоне 300-400 нм и постепенно уменьшается к красной области спектра. <Наблюдается также ряд полос простейших молекул СН, CN, СО и др. Эти линиивозникают в области температурного минимума между фотосферой и хромосферой, <а также над пятнами.

В диапазоне 30-180 нм солнечный спектр представляет собой набор эмиссионныхлиний. Эти линии излучаются в узком переходном слое между хромосферой икороной при темп-pax от 10⁴ до 10⁶ К. Часть излученияводорода в линиях лаймановской серии, а также линия нейтрального гелия,= 58,4 нм, возникают в хромосфере. Самыми яркими линиями (помимо лаймановскихлиний) являются линии наиб. обильных элементов (линия Hell,= 30,4 нм, СII-IV, ОII-VI, Si II-IV, железа и др.). В этом же диапазоненаблюдаются также неск. участков непрерывного излучения - рекомбинац. континуумыводорода, нейтрального и ионизов. гелия.

Излучение в этой области спектра изменяется на десятки процентов в зависимостиот уровня солнечной активности, и хотя энергия этого излучения невелика, <её достаточно, чтобы ионизовать и нагреть верх. слои земной атмосферы.

Рентгеновское излучение. Источником рентг. излучения является солнечнаякорона, гл. обр. её плотные ниж. слои (т. н. внутр. корона). Это излучениегорячей разреженной оптически тонкой плазмы с темп-рой К. Диапазон рентг. излучения спокойной короны от 1 нм до неск. десятковнм. Поток рентг. излучения на орбите Земли 1-3 эрг/см ²*с, или5*10^-6 среднего солнечного потока в видимой области спектра. <Рентг. излучение состоит из 2 компонентов - линейчатого и непрерывного. <Многочисл. спектральные линии ионов высокой кратности (железа, кремния, <кислорода и др.) обусловлены возбуждением ионов электронным ударом и последующимиспонтанными переходами (свободно-связанное излучение). Непрерывное излучениесвязано с изменениями энергии свободных электронов в электрич. поле ионов(свободно-свободное излучение). Вклад линейчатого излучения в суммарноеизлучение в неск. раз больше, чем непрерывного, однако на КВ-конце (ок.1 ям )вклады обоих типов излучения становятся сравнимы.

Активные области в короне - корональные конденсации излучают более интенсивно. <Это вызывает флуктуации рентг. излучения при возникновении и развитии активныхобластей на видимой стороне С., появлении 27-дневной периодичности в регистрируемомпотоке, связанной с вращением С. В зависимости от уровня солнечной активностисуммарная мера эмиссии изменяется от 3*10⁴⁸ см ^-3 до 10⁵⁰ см ^-3 при незначит. изменениях темп-ры. Изменениярентг. излучения сильнее выражены в КВ-части диапазона. Нек-рые мощныецентры активности вызывают появление заметных потоков излучения даже вдиапазоне 0,3-1 нм, что связано с нагревом плазмы до темп-р, в неск. разпревышающих её ср. значение в источниках внутр. короны.

Рентг. излучение С. возрастает и далеко простирается в область высокихэнергий при любых нестационарных процессах, особенно вспышках. По величинепотока излучения вблизи орбиты Земли в диапазоне 0,1-0,8 нм вспышки делятсяна 3 класса: С, М и X[соответственно потоки (1-9)*10^-3,(1-9)*10^-2 и более 10^-1 эрг/см ²*с]. Тепловоеизлучение вспышек, длящееся всё время вспышки (от минут до часов), связанос образованием плазмы с К. В спектре наблюдаются линии ионов, у к-рых остались только 1-2 электрона(Fe XXV и др.). Кроме теплового излучения горячей плазмы при нек-рых вспышкахгенерируется нетепловое излучение электронов, ускоренных до энергий, превышающих10 кэВ (иногда 100 кэВ и более). Как правило, эти всплески продолжаютсяне более 100 с.

Детально изучена структура источников рентг. излучения С. Излучающаяплазма заключена в систему петель - арок, являющихся пучками силовых линиймагн. поля, проникающего из фотосферы во внутр. корону. Физ. условия впетлях - темп-paК и концентрация электронов - незначительно изменяются как в самой петле, так и при переходе от однойпетли к другой. Длины петель составляют 10⁹-10¹⁰ см. Газ вне петель (там, где силовые линии магн. поля уходят на большиерасстояния от С.) из-за своей малой плотности и меньшей тсмп-ры слабееизлучает в рентг. диапазоне (корональные дыры).

Источник теплового рентг. излучения при вспышках - система петель, заполненныхплазмой с Т 3*10⁷ К и . Пучки нетепловых электронов бывают в начале нек-рых вспышек весьма плотными, <до 10^-4 тепловых электронов может ускоряться до энергий, превышающих15 кэВ. М. <А. Лившиц.

Радиоизлучение. Плотность потока радиоизлучения С. на орбитеЗемли в спокойных условиях от 10⁷ Ян на сантиметровых волнахдо 10⁵ Ян в метровом диапазоне. Она возрастает во время всплесков, <связанных с крупными вспышками, до 10⁸ и 10¹⁰ Янсоответственно.

Регистрация радиоизлучения С. на разных волнах позволяет получать информациюо параметрах, структуре и динамич. явлениях в разл. слоях атмосферы С. <Сантиметровые и дециметровые волны исходят из хромосферы, переходного слояи ниж. короны (расстояние от фотосферы r < 10-20 тыс. км), излучениеметрового и декаметрового диапазонов генерируется в короне (r ~ 0,2-4),а гектометровые и километровые волны - в самых внеш. слоях короны и в межпланетнойсреде (фиксируются при помощи спутников и космич. аппаратов).

Невозмущённый, наиб. низкий (фоновый) уровень радиоизлучения С.- т. <н. осн. компонент, или излучение, «спокойного» С. (рис. 6). Это тепловоеизлучение, яркостная темп-pa Т _b к-рого соответствуеткинетич. темп-ре того слоя, где оптич. толща При переходе от миллиметровых к метровым волнам Т _b возрастаетот 5*10³ до 10⁶ К.

Рис. 6. Зависимость яркостной температуры основных компонентов радиоизлученияСолнца от длины волны (частоты).

При наличии активных областей на диске над фоновым уровнем выделяютсятакже локальные источники повыш. радиоизлучения, существующие в течениемн. дней. В сантиметровом и дециметровом диапазонах регистрируется медленноменяющaяся компонента (s-компонента). Она включает в себя неск. составляющих.

Одна из них охватывает всю активную область (неск. минут дуги) и представляетсобой слабо поляризованное тормозное излучение корональной конденсации, <в к-рой темп-pa и плотность повышены в неск. раз. Непосредственно над пятнамина см доминируюткомпактные и яркие [Т _b(1,5- 2)*10⁶ К] источники поляризованного магнитотормозногорадиоизлучения, исходящего из оптически толстых гирорезонансных слоев (т. <е. слоев, для к-рых частота принимаемого радиоизлучения кратна w _к)2 w _н (обыкновенные волны) и 3w _н (необыкновенныеволны), где w _н - гиромагнитная частота электронов. <Существенно, что в источниках, связанных с пятнами, темп-ра достигает корональныхзначений уже на высотах r ~ 1-2 тыс. км, где магн. поле H ~ 1000-1500 Гс. <Поляризация, знак к-рой соответствует необыкновенной волне, возникает втаких источниках вследствие того, что для определ. длины волны слой 3w _н располагается в переходной области между хромосферой и короной на большихвысотах, т. е. в области с большей темп-рой, чем уровень 2w _н.

Две др. составляющие S-компоненты имеют нетепловую природу и свидетельствуюто непрерывном ускорении электронов в активных областях. Это прежде всегомежпятенная составляющая - компактные , яркие ( К)радиоисточники, к-рые особенно хорошо наблюдаются на ~ 6 см и располагаются над линией раздела полярностей фотосферного магн. <поля, в верх. части корональных петель. Другая нетепловая составляющаяимеет вид протяжённого (1 - 2') гало и характеризуется максимумом плотностипотока на ~ 10-15 см.

Явно нетепловую природу имеет также НЧ-аналог S-компоненты - шумовыебури. Они фиксируются над крупными развивающимися активными областями, <характеризуются сильной поляризацией и состоят из усиленного непрерывногофона (континуума) с Т _b~ 10⁷-10⁹ К и многочисл. дискретных всплесков разных типов. На ~ 1-5 м чаще всего наблюдаются т. н. всплески I типа - кратковременные(0,1-2 с) и узкополосные (2-10 МГц) элементы излучения. Конкретная картинанепрерывного ускорения электронов в активных областях и механизм генерациивсплесков I типа ещё не до конца ясны. Предполагается, что ускорение частицпроисходит в результате локального магн. пересоединения в скрученныхмагн. петлях, на фронтах слабых ударных волн или в токовом слое корональныхлучей, наблюдаемых над активными областями. При интерпретации континуумаи всплесков I типа рассматривают разл. варианты плазменного механизма (возбуждениеленгмюровских или верхнегибридных волн с последующей конверсией этих волнв эл.-магн. излучение за счёт рассеяния на ионах или НЧ-турбулентности),а также циклотронного механизма (непосредств. генерация обыкновенных волнна ниж. гармониках гирочастоты; см. Волны в плазме).

В шумовых бурях на м, а также на гектометровых волнах преобладают всплески III типа (см. ниже).В декаметровом диапазоне во время бурь наблюдаются также двойные дрейфующиевсплески ("эхо"-всплески), узкополосные всплески с расщеплением по частоте( ~ 100 кГц),др. тонкоструктурные элементы.

наиб. интенсивные и разнообразные радиовсплески связаны с солнечнымивспышками (рис. 7). В случае сравнительно слабых вспышек в сантиметровомдиапазоне регистрируются всплески длительностью минуты - десятки минут, <к-рые являются результатом нагрева плазмы в ниж. короне до Т~ (1-5)*10⁷ К. В метровом диапазоне и на более длинных волнах такие события сопровождаютсявсплесками III типа. Это наиб. часто встречающийся вид активности в радиодиапазоне. <Гл. свойства всплесков III типа -быстрый дрейф излучения от ВЧ к НЧ и гармонич. <структура (одноврем. излучение на частотах, относящихся как 2 : 1). ВсплескиIII типа возникают вследствие возбуждения ленгмюровских волн потоками электронов, <распространяющихся через корону и межпланетную среду со скоростью ~10⁵ км/с (энергия электронов - десятки кэВ). (Дрейф по частоте обусловлен уменьшением плазменной частоты при движении электронов из более плотных областейв менее плотные.) Такая модель подтверждена прямыми измерениями на космич. <аппаратах электронных потоков и генерируемой ими ленгмюровской турбулентности(см. Турбулентность плазмы). При этом излучение осн. тона появляетсяв результате рассеяния ленгмюровских волн на тепловых ионах или на НЧ-турбулентности, <а излучение гармоники - вследствие комбинац. взаимодействия встречных ленгмюровскихволн. Несмотря на эффект квазилинейной релаксации, поток электронов сохраняетспособность генерировать всплески III типа на всей трассе распространенияот С. до Земли (см. Взаимодействие частиц с волнами). В нек-рыхмоделях это объясняется стабилизацией пучковой неустойчивости засчёт индуциров. рассеяния ленгмюровских волн на тепловых ионах или за счётдр. нелинейных эффектов, выводящих ленгмюровские волны из резонанса с потоком.

Рис. 7. Схема динамического спектра радиовсплесков, связанных с крупнойвспышкой.

При распространении электронных потоков вдоль замкнутых магн. петельгенерируются разновидности всплесков III типа со сменой направления частотногодрейфа (U- и J- всплески), а при захвате электронов в замкнутыхмагн. петлях вслед за всплесками III типа на ~ 3-10 м появляется континуальное излучение - всплески V типа - длительностьюот десятков секунд до минут. Этот тип радиоизлучения также интерпретируетсяв рамках плазменного механизма.

В отд. вспышках средней и большой мощности после всплесков III, V типовна <1,5-2 м наблюдаются всплески II типа. Они тоже обнаруживают гармонич. структуруи дрейф сравнительно узких полос излучения от ВЧ к НЧ. Однако скорость дрейфа примерно в 100 раз ниже, <чем у всплесков III типа. Это связано с тем, что агентом, инициирующимвсплески II типа, являются бесстолкновительные ударные волны, распространяющиесяот вспышек со скоростью ~10³ км/с. В разл. моделях рассматриваютсяквазиперпендикулярные или квазипараллельные ударные волны с магн. числомМаха М< 2 или Механизм генерации всплесков II типа по существу такой же, как и у всплесковIII типа (т. е. плазменный), за исключением одной дополнит. стадии - ускорениячастиц на фронте ударной волны. Об ускорении электронов свидетельствуетт. н. ёлочная структура - последовательность быстро дрейфующих элементов(миниатюрных всплесков III типа), выходящих из осн. полос излучения в сторонуНЧ и ВЧ. Наблюдаемое во всплесках II типа частотное расщепление каждойиз гармоник на две одинаковые полосы можно интерпретировать как плазменноеизлучение перед фронтом и за фронтом ударной волны или как следствие осцилляторнойструктуры фронта ударной волны.

В импульсных вспышках ударная волна, возбуждающая всплеск II типа, носитвзрывной характер. В мощных длит. вспышках ударная волна, напротив, являетсяпоршневой (роль поршня играет корональный транзиент), а сам всплеск IIтипа имеет продолжение на гектометровых и километровых волнах, т. е. прираспространении ударной волны в межпланетном пространстве.

Большие вспышки сопровождаются также интенсивными микроволновыми всплескамисо сложными временным профилем и пространственной структурой. Здесь нафоне сравнительно плавных вариаций за время порядка минут на нач. фазевспышки регистрируются многочисл. узкополосные (~ 10-15 МГц) и интенсивные выбросы излучения миллисекундного масштаба. <Такие же выбросы, или спайки, наблюдаются в дециметровом диапазоне. Источникмикроволновых всплесков - низкие корональные магн. петли, содержащие электроныс энергией десятки и сотни кэВ. Фоновое излучение с Т _b~10⁸-10¹¹ К связывается с гиросинхротронным (циклотронным)излучением в магн. поле H ~ 100-500 Гс или с плазменным излучениемв плотных (N~ 10¹¹-10¹² см ^-3 )вспышечных ядрах. Миллисекундные спайки характеризуются наиб. высокой яркостнойтемп-рой (до 10¹⁵ К). Предполагается, что они представляют собойпроявление отд. элементарных актов вспышечного энерговыделения, отражаютего фрагментарный характер и генерируются в результате мазерного циклотронногоизлучения (см. Мазер на циклотронном резонансе )на низких гармоникахэлектронной гирочастоты.

В течение взрывной фазы крупных вспышек (практически одновременно смикроволновыми всплесками и всплесками III типа) во всём диапазоне от дециметровыхдо декаметровых волн начинается излучение вспышечного континуума, переходящеезатем в широкополосный длительный и многокомпонентный всплеск IV типа. <Такое континуальное излучение - следствие заполнения энергичными электронамимагн. структур, находящихся на разных высотах над активной областью. Приэтом в магнитных ловушках формируются неравновесные распределенияэлектронов, развиваются конусные неустойчивости и реализуется плазменныймеханизм излучения. Часть энергичных электронов оказывается захваченнойвнутри облаков плазмы или петлеобразных корональных транзиентов, наблюдаемыхв видимом диапазоне. В частности, изолированные движущиеся источники всплесковтипа IV М удалось отождествить с наиб. яркими и плотными образованиямивблизи вершины транзиента, где электронная плотность повышена по сравнениюс фоновой в 20-70 раз. Это даёт возможность интерпретировать метровые IVM -всплескина расстояниях от фотосферы r~1-1,5также в рамках плазменного механизма. При удалении источников IVM -всплесковна большие расстояния преобладающим становится гиросинхротронное излучениесубрелятивистских электронов в облаках плазмы с собств. магн. полем .~ 1-3 Гс.

Всплески IV типа, особенно на дециметровых волнах, обладают богатойтонкой структурой. Здесь наблюдаются широкополосные пульсации с характернымвременем ~1 с, всплески в поглощении, дрейфующие волокна, зебра-структураи т. д. Появление такого своеобразного радиоизлучения отражает структуризациюсамой корональной плазмы, а также указывает на сложный характер взаимодействиймежду разл. типами волн и частиц, к-рые происходят в короне на разл. стадияхвспышки.

Радиоизлучение С. широко используется в качестве индекса солнечной активности(напр., поток на = 10,7 см), а также для диагностики вспышек и краткосрочного прогнозированиятех эффектов, к-рые они вызывают на Земле (радиац. условия в ближнем космосе, <геомагн. бури, ионосферные возмущения и т. д.).

Лит.: Железняков В. В., Радиоизлучение Солнца и планет, М., 1964;его же, Электромагнитные волны в космической плазме, М., 1977; Каплан С. <А., П и к е л ь н е р С. Б., Цытович В. Н., Физика плазмы солнечной атмосферы, <М., 1977; К р ю г е р А., Солнечная радиоастрономия и радиофизика. Введение, <пер. с англ., М., 1984. И. М, Чертах.

Гамма-излучение Солнца регистрируется совр. приборами тольково время вспышек (уровень -излученияспокойного С. слишком низок). Зарегистрировано 140 солнечных вспышек, сопровождающихсяэмиссией измеримых потоков -квантовс энергией более 300 кэВ. Для 100 вспышек измерен энергетич. спектр -излученияи в 50 случаях обнаружены ядерные -линии. <По длительности фронта (нарастания) и спада импульсов -излучениявспышки удаётся разделить на импульсные (общая длительность не более 1мин при длительности фронта и спада отд. импульсов неск. секунд) и постепенные(до 10-20 мин и неск. десятков секунд соответственно).

В результате взаимодействия ускоренных во вспышках протонов, -частици более тяжёлых ядер с веществом солнечной атмосферы происходят возбуждениеядерных уровней, расщепление ядер, генерация новых элементов и изотопов(нуклидов). Возбуждённые ядра быстро излучают избыток энергии и переходятв осн. состояние. При этом каждый изотоп излучает свой характерный -квант(см. Гамма-излучение). наиб. важные cастрофиз. точки зрениялинии: 6,13 МэВ (МО); 4,44 МэВ(¹² С); 2,31 МэВ (¹⁴N);1,78 МэВ (²⁸Si); 1,63 МэВ (²⁰Ne); 1,37 Мэв (²⁴Mg);1,24 МэВ и 0,85 МэВ (⁵⁶Fe). Эти линии образуются путём прямоговозбуждения указанных ядер. Кроме того, имеются сильные линии 0,48 МэВ(⁷Li) и 0,43 МэВ ('Be), к-рые образуются в реакциях синтеза ⁴ Не (а, р) ⁷Li и ⁴ Не ⁷ Ве. Времена жизни возбуждённых уровней пренебрежимо малы по сравнению с временами ускорения и торможения частиц и ядер. Поэтомуприведённые -линии, <называемые мгновенными, служат прекрасными хронометрами процессов ускоренияи взаимодействия частиц.

Кроме мгновенных -линийв солнечной атмосфере генерируются т. н. задержанные -линии2,22 МэВ и 0,51 МэВ. Задержка обусловлена конечным временем захвата нейтронов(см. Радиационный захват )водородом (линия 2,22 МэВ) и аннигиляциипозитронов (линия 0,51 МэВ). Нейтроны образуются в осн. в ядерных реакциях ⁴ Не(р, рn) ³ Не и ⁴ Не (р, 2pn)²D.Эти нейтроны сначала тормозятся в солнечном веществе до тепловых скоростей, <а затем поглощаются протоном с генерацией -линии2,22 МэВ либо ядром гелия-3[³ Не (n, p)³H] без генерации -квантов. <Время торможения порядка неск. минут, и, как следует из теории, захватнейтронов имеет место в достаточно плотной среде (концентрация атомов более10¹⁶ см ^-3). Интенсивность -линии2,22 МэВ даёт уникальную информацию о концентрации гелия-3 в фотосфере. <Источником другой задержанной линии - аннигиляц. линии 0,51 МэВ являютсяпозитронно-активные ядра ^UC, ¹²N, ¹³N,¹⁴ О, ¹⁵O, ¹⁹Ne, к-рые генерируются в ядерныхреакциях в солнечной ат. <мосфере во время вспышки. Позитроны генерируютсятакже путём распада -мезонов, образующихся в ядерных реакциях с участием высокоэнергичных протонов. <Прежде чем произойдёт аннигиляция позитронов, они замедляются за счёт ионизац. <и радиац. потерь от нач. энергий (сотни кэВ - десятки МэВ) до тепловых. <Время задержки линии 0,51 МэВ определяется периодом полураспада радиоактивныхядер и временем замедления позитронов. Последнее зависит от плотности ивеличины магн. поля в области, где аннигилируют позитроны. Аннигиляцияможет быть свободной с генерацией двух -квантовс энергией каждого 0,51 МэВ или протекать через состояние квазиатома позитрония. Вероятность образования позитрония в состоянии со спином 0 составляет25%, со спином 1-75%. В первом случае позитроний аннигилирует на два -квантас энергией 0,51 МэВ каждый, во втором случае - на три -кванта, <к-рые формируют непрерывный спектр в области энергии ниже 0,5 МэВ. относит. <вероятность двухфотонной и трёхфотонной аннигиляции определяется плотностьювещества в области генерации излучения. Ширина аннигиляц. линии определяетсятемп-рой этой области. Т. о., измерив временной ход и энергетич. спектраннигиляц. квантов, можно определить характеристики области замедленияи аннигиляции позитронов.

-Спектрометриясолнечных вспышек позволяет определить изотопный и элементный состав нетолько той области солнечной атмосферы, где протекают ядерные реакции, <но и состав потоков ускоренных частиц. Ширина ядерной -линииопределяется кинематикой реакции, в к-рой данная линия генерируется. Привозбуждении ядер солнечной атмосферы протонами и -частицами линии уширяются от 1 до 2%. Однако когда линия генерируетсяпри взаимодействии ускоренного ядра с водородом и гелием солнечной атмосферы, <уширение достигает 25%. На рис. 8 приведён расчётный энергетич. спектрмгновенных -линий. <В верх. части рисунка дан полный спектр ( а), в нижней - только уширенныйспектр -излученияускоренных ядер ( б). Полный спектр содержит разл. узкие линии, наиб. <интенсивными из к-рых являются линии ¹⁶O, ¹² С, ²⁰Ne,²⁴Mg, ^5eFe и ⁷ Ве. В уширенном спектревыделяются только две особенности между 4 и 5 МэВ (в осн. от ¹² С)и между 1 и 2 МэВ (от ²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Siи ⁵⁶Fe). Вклад уширенного компонента в общий спектр небольшой. <Однако во вспышках с обогащением ускоренных частиц тяжёлыми элементамивклад уширенного компонента оказывается существенным. На рис. 9 приведёнпример измеренного в космич. эксперименте cпектра -излученияот вспышки 27 апр. 1981, а также расчётный спектр. При этом предполагалось, <что состав ускоренных ядер и вещества в области генерации линий такой же, как и в фотосфере. Видно, что в измеренном спектре чётковыделяются предсказанные теорией наиб. интенсивные линии. В то же времяв наблюдаемом спектре имеется обогащение линиями тяжёлых элементов ²⁰Ne,²⁴Mg, ²⁸Si и ⁵⁶Fe (область 0,8-2 МэВ)по сравнению с линиями CNO (4-8 МэВ). Отсюда следует, что состав ускоренныхядер в области генерации -линий отличается от фотосферного, и, т. о., существует значит, отличиесостава в разл. областях солнечной атмосферы.

Рис. 8. Расчётный спектр мгновенных -линий:а - полный, б - уширенный. Ширина энергетического окна принята равной 100кэВ, что соответствует экспериментальному значению для аппаратуры, используемойв космических экспериментах. По вертикальной оси - число фотонов в интервалеэнергий 0,1 МэВ.

Рис. 9. Экспериментальный и расчётный (пунктир) спектры для вспышки27 апреля 1981: 1) 0,43 (⁷ Ве); 2) 0,28 (⁷Li); 3)0,85 (⁵⁶Fe); 4) 1,24 (⁵⁶Fe); 5) 1,37 (²⁴Mg);6) 1,63 (²⁰Ne); 7) 1,78 (²⁸Si); 8) 2,31 (¹⁴N);9) 4,4 (¹²C); 10) 6,13 (¹⁶O). Энергии линий даныв МэВ.

Совместный анализ эксперим. данных по солнечному рентг. и -излучению, <а также по потокам частиц в межпланетном пространстве позволяет сделатьследующие выводы. В импульсных вспышках наиб. вероятный источник ускоренныхчастиц - плотная область с большим магн. полем В (, Гс, N - концентрация частиц). Нерелятивистские и релятивистскиеэлектроны, протоны и ядра ускоряются в импульсной фазе солнечной вспышки. <Ускорение электронов (до релятивистских энергии), протонов и ядер (по крайнеймере, до неск. десятков МэВ) происходит одновременно и быстро (в пределахвремени разрешения эксперим. аппаратуры, ~1 с). Пока нет обоснованной моделиодновременного и столь быстрого ускорения электронов и протонов. Не исключенавозможность ещё более быстрого (<1 с) ускорения протонов до десяткови сотен МэВ. Солнечные вспышки, от к-рых удалось зарегистрировать высокоэнергичныенейтроны (вплоть до 10³ МэВ) и -кванты(до 150 МэВ), имеют тенденцию локализоваться у лимба. Это явление (лимбовоеуярчение) легко объяснить на примере нейтронов. Согласно теории, высокоэнергичныенейтроны движутся в осн. в направлении движения генерирующих их протонов. <Поэтому нейтроны, зарегистрированные вблизи Земли, должны быть образованытеми протонами, к-рые в атмосфере С. двигались в сторону Земли. Для вспышеквблизи лимба путь и толща вещества, проходимые в атмосфере С. протонами(движущимися в направлении Земли), наибольшие. Следовательно, кол-во нейтронов(пропорциональное толще вещества, пройденной протонами), зарегистрированноевблизи Земли для лимбовых вспышек, будет больше, чем для вспышек на дискеС. Т. о., при данной чувствительности аппаратуры вероятность регистрациинейтронов будет тем больше, чем ближе область вспышки к лимбу.

Лит.: Кочаров Г. Е., Новые данные о генерации ядерных частици излучений во время солнечных вспышек, «УФН», 1982, т. 137, с. 532; егоже, Солнечные -квантыи нейтроны, «Изв. АН СССР. Сер. физ.», 1983, т. 47, № 9, с. 1716; К о сh а r о v L. G., К о v a l t s о v G. A., Generation of high energy neutralradiation in flare loops, «Solar Phys.», 1990, v. 125, p. 67. Г. Е. <Кочаров.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.