§7. ВЗРЫВЫ НА СОЛНЦЕ И ИХ ВЛИЯНИЕ НА ЗЕМЛЮ

Благодаря нашей близости к Солнцу, даже сравнительно слабые явления на его поверхности, которые мы большей частью не замечаем на других звездах, хорошо наблюдаются. Более того, в ряде случаев их последствия непосредственно ощущаются обитателями Земли. К таким явлениям относятся и небольшие по космическим масштабам взрывы на поверхности Солнца, называемые хромосферными вспышками. Очень малой доли энергии, выделившейся при хромосферной вспышке и достигшей Земли, оказывается достаточно, чтобы изменить состояние земной атмосферы, вызвав нарушения радиосвязи, полярные сияния и другие эффекты. Поэтому изучение 'природы хромосферных вспышек представляет не только теоретический интерес. Поняв их характер, мы получим возможность предсказывать хромосферные вспышки и заблаговременно принимать меры к уменьшению вредных последствий действия вспышек на различные области человеческой деятельности.

Прежде чем детально рассматривать хромосферные вспышки, обратимся к другим процессам, происходящим во внешних слоях Солнца и тесно связанным со вспышками. В первую очередь речь пойдет о пятнообразовательной деятельности Солнца. Пятна представляют одну из наиболее заметных и хорошо известных особенностей поверхности Солнца.

Мы уже отмечали, что поверхность любой звезды, а значит, и Солнца, определяется условно, как тот слой, глубже которого ничего нельзя увидеть вследствие непрозрачности звездного вещества. Эта поверхность и примыкающие к ней слои Солнца называемые, как мы знаем, фотосферой, не находятся в спокойном состоянии. При наблюдении в телескоп обнаруживается, что фотосфера состоит из светлых ячеек или зерен. Ячейки эти, называемые гранулами, имеют в поперечнике 500-1500 км и отделены друг от друга более темными прожилками. Они оказываются очень недолговечными образованиями. За несколько минут одни гранулы исчезают, а на месте их по; являются другие.

Гранулы представляют собой видимые нами внешние области газовых масс, поднимающихся из глубины фотосферы. Этот газ имеет более высокую температуру (приблизительно на 100 °К), чем окружающая его среда, плотность его соответственно меньше плотности среды и поэтому он «всплывает» к поверхности Солнца. Там газ излучает часть своей энергии в пространство, охлаждается и затем, становясь тяжелее окружающей среды, погружается в глубь фотосферы, уступая место новым порциям нагретого газа.

Таким образом, часть тепловой энергии переносится из недр Солнца к его поверхности конвекцией и одним из проявлений этого факта является наличие гранул на поверхности Солнца.

Время от времени среди гранул появляется множество небольших темных областей, которые, сливаясь, образуют пятно. В поперечнике пятно может быть от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч километров. Чаще пятна располагаются группами, причем в группе имеется два самых больших «главных» пятна (рис. 24). Область, занимаемая группой пятен, иногда составляет заметную долю всего диска Солнца. Продолжительность жизни пятен бывает различной - одни из них существуют день-два, а другие наблюдаются месяцами.

Рис. 24. Строение большой группы солнечных пятен.

Часто группа пятен, двигаясь по диску Солнца, скрывается за его краем, а затем, приблизительно через 14 дней, появляется на противоположном краю диска. Такое движение является, очевидно, следствием вращения Солнца, о котором мы говорили выше. Интересно, что пятна, расположенные вблизи солнечного экватора, движутся по диску быстрее, чем удаленные от экватора. Отсюда заключают, что Солнце вращается не как твердое тело. Точки, находящиеся на экваторе, совершают полный оборот вокруг оси Солнца за 25 суток, а точки на широте 30°- за 26,2 суток. Причины этого явления не выяснены, но оно, согласно некоторым теориям, может играть существенную роль в пятнообразовательной деятельности Солнца и связанных с этим процессах.

Темная внутренняя область пятна называется его тенью, Внешние, более светлые области, имеющие волокнистое строение, составляют полутень пятна. Температура внутри тени пятна на 1000-1500° ниже, чем температура поверхности Солнца вне пятна. Соответственно, излучательная способность газа в пятне слабее. Излучение с единицы площади пропорционально, как мы знаем, четвертой степени температуры. Поэтому различие в температуре между пятном и фотосферой на 25-30% приводит к уменьшению яркости в пятне в несколько раз по сравнению с фотосферой. Оно кажется темным лишь по контрасту с более яркой фотосферой, являющейся фоном. Сама же по себе яркость пятна очень велика - ведь газ в нем имеет температуру в несколько тысяч градусов.

Поскольку поверхность Солнца внутри пятна излучает меньше энергии, чем вне его, то в этом месте фотосферы существуют какие-то факторы, препятствующие выносу энергии на поверхность. Пониженное излучение пятен связывают с наблюдаемым присутствием в них сильных магнитных полей.

Исследуя эффект Зеемана в спектрах выходящего из пятен излучения, нашли, что напряженность поля во многих из них достигает нескольких тысяч эрстед (Единица напряженности магнитного поля в системе СИ называется ампер-виток на метр (ав/м). Между единицами напряженности в системах CGSE и СИ имеет место следующее соотношение:

), причем пятно занимает иногда площадь в сотни миллионов квадратных километров. Поле такого порядка создается в центре кольца радиусом 5 см, если пропускать по нему ток силой 1000 а. Для сравнения напомним, что напряженность магнитного поля Земли, действующего на стрелку компаса, составляет несколько десятых долей эрстеда.

В области, занятой группой пятен, поле присутствует не только в самих пятнах, но и в пространстве между ними. Там оно слабее, чем в пятнах,- его напряженность порядка десятков, а иногда и сотен эрстед - и распределено очень неравномерно.

По поляризации излучения в компонентах линий, расщепленных вследствие эффекта Зеемана, определяется направление магнитного поля в пятнах. Оказывается, что магнетизм одного из больших, главных пятен в группе обычно противоположен магнетизму другого главного пятна в том смысле, в каком противоположны северный и южный магнитные полюса Земли. Внутри пятна магнитные силовые линии направлены приблизительно перпендикулярно к поверхности Солнца, т. е. получается, что линии как бы входят в одно из главных пятен группы и выходят из другого.

Хорошо известно, что силовые линии магнитного поля не могут прерываться - они замкнуты. Поэтому из указанного расположения линий в группе пятен сделали вывод о присутствии под поверхностью Солнца изогнутого пучка силовых линий (силовой трубки), т. е. подобия подковообразного магнита, полюсам которого и соответствуют пятна. Некоторые явления в атмосфере Солнца, о которых мы скажем немного позже, показывают, что и над поверхностью Солнца силовые линии образуют подобие дуги или петли. Таким образом, солнечные пятна представляют собой места пересечения кольца, состоящего из магнитных силовых линий, с поверхностью Солнца: часть кольца находится под солнечной поверхностью, а другая часть - над ней (рис. 25).

Рис. 25. Схема, иллюстрирующая связь солнечных пятен с магнитными полями.

Присутствием под пятнами сильного магнитного поля объясняют и их более низкую, чем у остальной поверхности Солнца, температуру. Выше отмечалось, что значительная доля энергии, излучаемой Солнцем, выносится из глубоких слоев путем конвекции, т. е. движения к поверхности относительно горячих масс газа. Так как этот газ содержит ионизованные атомы, то он является плазмой. Магнитное поле влияет на движение заряженных частиц и, в частности, его действие на плазму таково, что оно препятствует конвективным движениям под пятном. Поэтому в пятне на поверхность выносится меньше энергии, чем в соседней с ним области Солнца. В результате пятно оказывается более холодным, значит, и не столь ярким, как остальная фотосфера. Участки же вблизи пятна местами становятся горячее, как показывает присутствие около пятен более ярких областей фотосферы, называемых факелами.

Над фотосферой Солнца находится атмосфера - слой газа, способный поглощать излучение только в спектральных линиях и, соответственно, испускающий излучение также лишь в этих длинах волн (речь здесь идет об оптическом излучении). Общее излучение атмосферы на фоне яркой фотосферы обычно незаметно, так как глаз воспринимает свет, испускаемый фотосферой во всем оптическом диапазоне, а доля линий в нем невелика. Однако оно хорошо видно во время полного солнечного затмения, когда фотосфера Солнца закрыта диском Луны. Та часть атмосферы, которая проектируется на неосвещенное небо, образует светлое кольцо вокруг Солнца. Спектр излучения этого кольца состоит из эмиссионных линий, как и должно быть, поскольку излучает слой горячего газа, прозрачный в частотах непрерывного спектра. Сравнительно большая доля излучения кольца приходится на линию водорода, расположенную в красной области спектра (ее обозначают Н_α). В результате цвет наблюдаемого слоя атмосферы Солнца красный; этот слой назвали хромосферой - цветной сферой (слово «хрома» по-гречески означает цвет). Хромосфера простирается до высоты 15-20 тысяч километров над поверхностью Солнца. Строение ее неоднородно. Она представляется состоящей из отдельных светлых волокон, которые доходят до самых внешних разреженных областей атмосферы, называемых солнечной короной.

Так как хромосфера окутывает всю поверхность Солнца, то в линиях должны излучать не только те ее части, которые проектируются на небо, но и области, проектирующиеся на диск. Как мы уже говорили, общее излучение фотосферы «забивает» атмосферное излучение. Но в частотах линий наблюдаемое излучение хромосферы гораздо больше, чем фотосферы в тех же участках длин волн. Поэтому если наблюдать диск Солнца в очень узкой области спектра - внутри линии, будет восприниматься в основном излучение находящихся над диском областей хромосферы и лишь в малой части - излучение фотосферы. Подобные наблюдения производят при помощи прибора, называемого спектрогелиографом, который фиксирует излучение, идущее от Солнца лишь в узком промежутке длин волн. Фотографии Солнца, снятые в лучах какой-либо из сильных спектральных линий, дают распределение излучения в этой линии по диску Солнца и являются, по существу, снимками хромосферы.

Рис. 26. Спектрогелиограмма Солнца в лучах Нα (4 апреля 1959 г.).

На снимках Солнца - спектрогелиограммах, полученных, например, в лучах, соответствующих водородной линии На (рис. 26), обнаруживается ряд интересных особенностей. Оказывается, что различные области хромосферы излучают неодинаково - на диске видны темные и светлые области. Светлые участки, называемые флоккулами, в которых излучение хромосферы в линии На относительно сильнее, располагаются поблизости от солнечных пятен. Темные же области очень вытянуты и напоминают волокна.

Волокно кажется темным лишь вследствие контраста с более яркими соседними областями диска Солнца. Когда вследствие вращения Солнца волокно попадает на край диска, то на фоне темного неба оно представляется очень ярким. В этом случае лш наблюдаем явление солнечного протуберанца (рис. 27). Темное волокно существует сравнительно долго, до нескольких месяцев, лишь медленно меняя свою форму. Вблизи пятен на спектрогелиограммах наблюдаются и быстро меняющие свой вид относительно темные образования меньших, чем волокна, размеров. На краю диска они также имеют вид ярких выступов - протуберанцев. В отличие от долго живущих протуберанцев, называемых спокойными (которые соответствуют темным волокнам), эти протуберанцы называют эруптивными, т. е. имеющими характер извержения.

Рис. 27. Протуберанец над группой солнечных пятен.

Для исследования движений протуберанцев была применена кинематографическая съемка их. Она наглядно продемонстрировала, что эруптивные протуберанцы часто движутся от поверхности Солнца с огромными скоростями в несколько сотен километров в секунду. В других случаях наблюдаются движения, направленные, наоборот, в сторону солнечной поверхности. Иногда кажется, что протуберанец как бы втекает в пятно.

Природа протуберанцев до сих пор остается во многих отношениях загадочной. По-видимому, протуберанцы являются уплотнениями в веществе, составляющем самые внешние слои солнечной атмосферы, и видны на краю диска Солнца благодаря своему повышенному относительно этих слоев излучению в спектральных линиях. Однако ни причины образования таких уплотнений, ни характер их движения теорией не объяснены. В ряде случаев протуберанец располагается в виде дуги, т. е., как можно полагать, вдоль магнитных силовых линий, тянущихся от одного пятна к другому. Движения протуберанцев часто также направлены вдоль силовых линий поля. Вероятно, магнитные силы играют важную роль в происхождении и развитии протуберанцев.

В образовании пятен и протуберанцев проявляется активность Солнца. Степень солнечной активности периодически изменяется. В одни годы число пятен и их общая площадь больше, в другие - меньше. Время, когда «запятненность» Солнца наибольшая, называется эпохой максимума солнечной активности. В этот период на Солнце наблюдается также наибольшее число волокон и флоккулов. От одного максимума до следующего проходит немногим больше И лет - период, называемый циклом солнечной активности. В течение цикла меняется не только «запятненность» Солнца, но и область преимущественного возникновения пятен. После минимума активности, в начале цикла, пятна появляются сравнительно далеко от экватора, на широтах 30-35°. К максимуму активности средняя широта пятен составляет 16°.

Деятельность Солнца имеет важнейшее значение для всех земных процессов. На окружающей нас среде сильно сказываются и различные проявления солнечной активности, которые влияют, в частности, на состояние земной атмосферы и жизнедеятельность различных организмов. В рамках этой книги невозможно сколько-нибудь подробно рассказать о всех действиях солнечной активности на Землю. О том же, какие эффекты вызываются солнечными взрывами, мы скажем после краткого описания этих взрывов.

Само название взрыва - хромосферная вспышка (рис. 28) - показывает, что взрывы происходят в атмосфере Солнца. Вспышка начинается с внезапного увеличения яркости в одном или нескольких местах вблизи группы пятен (обычно в месте, занимаемом факелом). Возрастание яркости, большей частью связанное с увеличением излучения в линиях водорода, быстро распространяется на значительную область диска Солнца. Вспышки наблюдают при помощи спектрогелиографа. Иногда при очень сильной вспышке заметно растет и излучение в непрерывном спектре. В таком случае вспышка видна на фоне фотосферы и без посредства спектрогелиографа.

Рис. 28. Хромосферная вспышка 3 июля 1957 г., сфотографированная в лучах Нα.

Возрастание яркости в области вспышки продолжается не более нескольких минут. Затем яркость падает и через 30-60 минут оказывается такой же, какой была до вспышки. Размер области повышенной яркости при большой вспышке может составлять десятки тысяч километров.

Если вспышка происходит в области, расположенной на самом краю солнечного диска, то она представляется светящимся конусообразным выступом высотой в несколько тысяч километров. При спаде блеска над областью вспышки возникает петлеобразная структура.

В годы солнечной активности может случаться по нескольку десятков вспышек в день и они бывают более сильными. Часто имеет место повторяемость вспышек. В одной и той же области за сутки может происходить несколько вспышек. В эпоху минимума солнечной деятельности вспышек меньше, а очень сильных совсем не бывает. В соответствии с отмеченным выше изменением средней широты пятен за время солнечного цикла, в максимуме активности вспышки происходят в областях более близких к экватору, чем в минимуме.

В районе вспышки происходят бурные движения светящегося газа со скоростями в несколько сотен километров в секунду. Они направлены главным образом вверх от поверхности Солнца, образуя газовые струи, которые поднимаются на сотни тысяч километров. Хотя часть поднявшегося вещества может возвратиться к поверхности Солнца, множество данных указывает на выбрасывание из области вспышки в пространство быстро летящих частиц. Показательны в этом отношении наблюдения солнечной короны при вспышках.

Самые внешние слои Солнца, называемые солнечной короной и простирающиеся на сотни тысяч километров от его поверхности, испускают очень слабое оптическое излучение. Оно заметно только в том случае, когда излучение фотосферы загорожено (экранировано) либо Луной либо искусственным экраном. Корона Солнца находится в особом состоянии. Температура в ней составляет 1-2 миллиона градусов. Почти все атомы в короне ионизованы, поэтому она содержит много свободных электронов. При Т=2х10⁶°К максимум излучения тела, согласно закону Вина (7), приходится на длину волны около 1,5х10^-7см, т. е. на область рентгеновского излучения. Поэтому высокая температура короны делает ее источником рентгеновского излучения. Солнечная корона также является источником радиоволн, причем в дециметровом и метровом диапазонах более мощным, чем фотосфера Солнца. Радиоизлучение короны наблюдают и вне затмений.

Условия распространения радиоволн в среде определяются концентрацией в ней свободных электронов. Электронную концентрацию в короне нашли из оптических наблюдений, причем оказалось, что она уменьшается с увеличением расстояния данной точки от фотосферы. Вследствие падения концентрации свободных электронов к периферии короны, радиоизлучение с малой длиной волны может выходить из глубоких слоев ее, а излучение больших длин волн лишь из наружных. Подробное рассмотрение причин указанного явления отвлекло бы нас от изложения более существенных для этой книги вопросов.

В короне на высоте 10⁴-4х10⁴ км над местом вспышки в результате выброса горячего газа образуется область с повышенной плотностью вещества - корональная конденсация. В значительной части объема этой конденсации температура высока- десятки миллионов градусов. Конденсацией испускается излучение во всех длинах волн - от радиодиапазона до рентгеновских лучей. Как показали заатмосферные наблюдения, в области длин волн 10^-7-10^-8см рентгеновское излучение из области вспышки в продолжение нескольких минут существенно превосходит рентгеновское излучение всего Солнца в спокойном состоянии.

Используя отмеченное свойство радиоволн, удалось определить уровень, с которого они испускаются при вспышке. Оказывается, что резко возрастающее при хромосферной вспышке радиоизлучение связано не только с корональной конденсацией. Радиоизлучение более высоких областей короны также сильно увеличивается; в этих случаях говорят о «всплесках» радиоизлучения Солнца. Всплески бывают различными по своему характеру. Одни (их принято называть всплесками, III типа) происходят через несколько секунд после начала вспышки. Определение уровня в короне, с которого принимается радиоизлучение всплеска, привело к выводу, что фактор, вызывающий появление этих всплесков, распространяется по короне от поверхности Солнца со скоростью около 100 000 км/сек. Через несколько минут после начала вспышки возникают более продолжительные всплески (II типа), источник которых движется по короне наружу со скоростью порядка тысячи километров в секунду.

В качестве возможного механизма образования всплесков радиоизлучения короны при хромосферных вспышках принимают плазменные колебания. Если в некотором объеме плазмы возникает избыток заряженных частиц, например, электронов, по отношению к ионам, то совокупность зарядов, расположенных в этом объеме, начинает колебаться. Колебания зарядов создают, как мы знаем, электромагнитное излучение. Вызвать такие колебания можно, в частности, пропуская сквозь плазму поток быстрых заряженных частиц. Частота колебаний пропорциональна √n_e, где n_e - значение электронной концентрации в плазме. Величина пв для короны известна и соответствующая ей частота колебаний близка к наблюдаемой. Таким образом, если указанное предположение о характере наблюдаемого радиоизлучения справедливо, то можно сделать вывод о выбрасывании из области вспышки заряженных частиц. При этом группа частиц, создающая всплески III типа, пролетает сквозь корону со скоростями порядка 100 000 км/сек. Что же касается всплесков II типа,то их связывают с прохождением по короне и хромосфере ударной волны, которая возникает при расширении газа в области вспышки. Эта волна также создает плазменные колебания.

Этим выводом из наблюдений радиовсплесков подтвердился известный уже десятки лет факт выбрасывания из области хромосферной вспышки потоков частиц. Многочисленные свидетельства существования таких потоков получены при исследовании явлений в земной атмосфере, следующих за вспышкой, в первую очередь так называемых магнитных бурь. На состояние атмосферы влияют как попадающие в нее из Солнца частицы, так и излучение вспышки, изменяющие электрические свойства внешних атмосферных слоев. Нам придется несколько подробнее познакомиться с этими свойствами, прежде чем мы сможем продолжить рассказ о действии вспышек на Землю.

Осуществление прямой радиосвязи на больших расстояниях показывает, что радиоволны способны огибать земную поверхность. Но, поскольку радиоизлучение, как и свет, является одной из форм электромагнитного излучения, они должны распространяться прямолинейно. Противоречие между этими фактами лишь кажущееся. Дело в том, что верхние слои атмосферы Земли на высотах порядка 100 км и более способны отражать радиоволны. Отражаясь последовательно от этих слоев и от Земли, радиоизлучение может распространиться далеко за пределы прямого видения (рис. 29).

Рис. 29. Схема отражения радиоволн от ионосферы.

Хорошо известно, что лишь проводящие электричество тела могут достаточно эффективно отражать и рассеивать радиоволны. Сама возможность дальних радиопередач указывает на электропроводность внешних слоев земной атмосферы. У поверхности Земли атмосфера состоит почти исключительно из нейтральных атомов. На высотах же 80-300 км в атмосфере содержится сравнительно много ионов и свободных электронов. Эти хорошо проводящие электричество слои атмосферы называют ионосферой.

Отражение волны, идущей из некоторой точки на поверхности Земли, т. е. изменение ее направления таким образом, что она снова начинает двигаться к земной поверхности, происходит вследствие постепенного искривления пути волны в ионосфере. Электронная концентрация в ионосфере увеличивается с высотой, а это и вызывает все усиливающееся преломление радиоволн и соответственное изменение направления волны.

Для того чтобы отразиться к земной поверхности, волна должна проникнуть на какую-то глубину в ионосферу. При этом происходит частичное поглощение энергии, переносимой волной. Механизм процесса поглощения принципиально не очень сложен. Электроны, содержащиеся в ионосфере, под действием электромагнитного поля, переносимого волной, приходят в состояние колебательного движения и в свою очередь испускают электромагнитное излучение. Но часть своей энергии движения электроны передают тяжелым частицам - ионам и нейтральным атомам, которые при движении практически не излучают. Поэтому какая-то доля попавшей в ионосферу энергии выключается из излучения, перейдя в другие виды энергии. Следовательно, чем меньше нейтральных атомов содержится в слое, отражающем радиоволны, тем меньше потери энергии при отражении волн.

Способность ионосферы к отражению радиоволн зависит от длины волны излучения. Очень короткие радиоволны, например, применяемые для передачи телевизионных изображений, не отражаются ионосферой, а свободно проходят сквозь нее в пространство. Потому-то прием телевизионных передач и возможен лишь в пределах области прямого видения станции. Волны же длиной около 10 ж и более длинные почти полностью задерживаются ионосферой (Ночью излучение с длиной волны 10-30 м способно проходить сквозь ионосферу). При этом излучение с длиной волны до 30 м отражается верхними ее слоями, а более длинноволновое проникает лишь в самые нижние области ионосферы.

Возможность прохождения радиоволн сквозь ионосферу или их отражения определяется концентрацией свободных электронов в ней. Чем больше электронов приходится на единицу объема, тем меньше длина волны излучения, которое отражается этим слоем.

Короткие (15-30 м) радиоволны лучше всего распространяются в ночное время. Этот факт известен каждому радиолюбителю, так же как и то, что зимой прием радиосигналов осуществляется лучше, чем летом. Поскольку дальность распространения радиоволн определяется степенью поглощения их в ионосфере, из указанных фактов следует, что короткие волны слабее поглощаются ионосферой ночью и в зимнее время. Изменение времени суток и времени года связано только с изменением положения Земли по отношению к Солнцу. Поэтому очевидно, что зависимость условий распространения радиоволн от времени обусловлена влиянием излучения Солнца на состояние ионосферы.

В чем же заключается действие Солнца на ионосферу? Солнце, наряду с оптическим излучением, испускает фотоны с большей частотой, в частности, в ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра. Энергии этих фотонов достаточно не только для того, чтобы разбить молекулы кислорода и азота, составляющие атмосферу, на атомы, но и чтобы ионизовать получающиеся атомы. При ионизациях и образуются те свободные электроны, которые делают ионосферу непрозрачной для радиоизлучения. Количество ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца, попадающее в тот или иной слой ионосферы, и определяет концентрацию свободных электронов в этом слое.

В той области, где излучение Солнца в данный момент не попадает в ионосферу, т. е. над ночной стороной Земли, атомы не ионизуются, но рекомбинации их происходят. Поэтому концентрация свободных электронов в ионосфере ночью уменьшается. Радиоволны в это время достигают более высоких слоев в ионосфере, при отражении от которых потери энергии меньше, чем в нижних слоях.

Зимой же Солнце находится низко над горизонтом и его лучи, прежде чем попасть в достаточно глубокие слои атмосферы, должны пройти сквозь большую толщу, чем летом, когда лучи падают почти отвесно. Поэтому ультрафиолетовое излучение зимой поглощается в верхней атмосфере, и до нижних слоев ионосферы, лежащих на уровне 100-120 км над земной поверхностью, доходит сильно ослабленным. Ионизация в этих слоях оказывается меньшей чем летом, и радиоволны проникают в более высокие слои атмосферы, где при отражении они теряют сравнительно мало энергии.

Хромосферные вспышки сопровождаются резкими нарушениями состояния ионосферы, которые сказываются в первую очередь в изменении условий приема радиосигналов. Значительно падает уровень сигналов, принимаемых на коротких (10-30 м) волнах. Это явление, называемое «замиранием», связано с увеличением поглощения волн. Волны отражаются в это время нижними слоями ионосферы, где, следовательно, содержание свободных электронов возрастает. При сильной вспышке концентрация их увеличивается на порядок по сравнению с той, которая была до вспышки.

Возрастание ионизации в верхних слоях земной атмосферы обусловлено ультрафиолетовым и рентгеновским излучением из области вспышки. Как мы уже отмечали, коротковолновое излучение вспышки значительно больше, чем излучение в той же области длин волн, испускаемое со всей поверхности Солнца вне вспышек.

Изменение при вспышке свойств нижних слоев ионосферы дает возможность регистрировать хромосферные вспышки независимо от оптических наблюдений. Особенно интересно в этом отношении усиление очень длинноволновых (более 1 км) радиосигналов, образуемых грозовыми разрядами. Такие сигналы, называемые атмосфериками, возникают непрерывно (потому что всегда где-то происходят грозы) и создают в приемниках некоторый шум и потрескивание. Ионизация нижних слоев ионосферы при вспышке существенно улучшает их отражательную способность для указанных длин волн. Поэтому трески и шумы в приемнике при вспышке возрастают: атмосферики, созданные далекими разрядами и ранее не замечавшиеся, теперь принимаются.

В электропроводном слое атмосферы всегда циркулируют электрические токи. Они создают магнитное поле, которое составляет часть общего магнитного поля Земли. При увеличении концентрации свободных электронов в этой области сила тока увеличивается, потому что возрастает проводимость среды и соответственно уменьшается ее сопротивление. В результате при вспышках происходят изменения напряженности магнитного поля Земли, так называемое магнитное кроше. («Кроше» по-французски означает крючок; это название отражает вид излома кривой, характеризующей напряженность поля при вспышке; см. рис. 30.)

Рис.30. Ионосферны явления, вызванные большой солнечной вспышкой (по Эллисону).

Вызванные одной из больших вспышек ионосферные явления иллюстрируются рис. 30. В верхней его части показано, как изменялась при этой вспышке ширина эмиссионной водородной линии Ня в спектре области, занятой вспышкой. Ведь оптически вспышка, как мы уже говорили, сказывается в усилении интенсивности излучения, идущего с некоторого участка солнечной поверхности в частотах водородных линий. Оно обусловлено образованием в спектре этого излучения широких эмиссионных линий. Ширина линии в какой-то степени характеризует яркость вспышки, а значит, и количество излучаемой ею за единицу времени энергии.

Оценим энергию, излучаемую большой вспышкой в частоте линии Н_α. Охватываемая такой вспышкой площадь порядка тысячной доли поверхности Солнца. Линия Н_α занимает около 0,001 всей оптической области спектра. Во всей этой области Солнце излучает 4x10³³ эрг/сек. В участке спектра, занимаемом линией, до вспышки с площади излучается приблизительно 10³³ x 10^-3≈10²⁷ эрг/сек. При вспышке яркость в линии Н _α в несколько раз превышает яркость в непрерывном спектре. Если вспышка продолжалась 5-10 минут (ее максимальная фаза), то всего в линии ею будет излучено около 1081 эрг. Эта величина и определяет общее количество энергии во всей оптической области спектра, потому что излучение в других линиях меньше, чем в На. Что же касается ультрафиолетового и рентгеновского излучений вспышки, то, как показывают ионосферные данные и заатмосферные наблюдения, их энергия в несколько раз, а возможно, и на порядок, больше, чем оптического. Следовательно, общая энергия фотонов,излучаемых при большой хромосфер ной вспышке, порядка 10³² эрг. Это соответствует энергии взрыва десяти миллиардов мегатонных бомб.

Возмущения ионосферы, создаваемые коротковолновым излучением вспышки, возникают, как мы только что отмечали, одновременно с оптическими явлениями, потому что оба вида излучения распространяются с одинаковой скоростью. Наряду с этими возмущениями, приблизительно через сутки после вспышки, на Земле происходят другие связанные с ней явления - магнитные бури и усиление полярных сияний. Магнитной бурей называют сильные и длительные (в среднем они продолжаются сутки или двое) нарушения состояния ионосферы над всей поверхностью Земли. Во время бури нарушается радиосвязь на всех частотах и даже проводная связь. Это показывает, что верхние области ионосферы изменяют свои свойства и частично разрушаются. Во внутренних ее слоях сильно увеличивается ионизация и соответственно растут электрические токи, так что создаваемые этими токами магнитные поля в свою очередь индуцируют токи в линиях связи. Те же ионосферные токи вызывают сильные колебания наблюдаемой напряженности магнитного поля Земли, что и послужило основанием для названия «магнитная буря».

Возникновение магнитных бурь связывают с действием на ионосферу Земли заряженных частиц, протонов, электронов и атомных ядер, выбрасываемых из области хромосферной вспышки. Частицы, ускоренные ударной волной, действию которой приписываются медленно распространяющиеся по короне всплески радиоизлучения Солнца II типа, достигают окрестностей Земли. Там они захватываются ее магнитным полем и попадают в область так называемых радиационных поясов Земли, удаленных на тысячи километров от ее поверхности. Обладая большой энергией, потоки этих частиц могут прорываться в ионосферу и производить разрушение части ионосферы, а также ионизацию атомов в ней сверх той, которая вызвана ультрафиолетовым излучением Солнца. Обычно эти возмущения следуют за теми вспышками, которые произошли вблизи центра солнечного диска. Следовательно, потоки частиц, выбрасываемые из области вспышки и бомбардирующие земную атмосферу, направлены приблизительно перпендикулярно к поверхности Солнца. Потоки эти представляют собой облака плазмы, содержащие также и магнитные поля. Силовые линии поля связаны с плазмой, как говорят, «вморожены в нее», и переносятся вместе с облаками.

Заряженные частицы движутся вдоль магнитных силовых линий на высоте в несколько тысяч километров над поверхностью Земли (в радиационных поясах Земли); у магнитных полюсов силовые линии расположены ближе к поверхности Земли. Поэтому заряженные частицы там проникают и в более глубокие слои атмосферы. Сталкиваясь с атомами и молекулами, частицы передают им часть своей энергии и возбуждают таким путем свечение атмосферы, называемое полярным сиянием.

Частицы, вызывающие магнитные бури и полярные сияния, должны проходить расстояние от Солнца до Земли (150 млн. км) приблизительно за сутки. Значит, их скорость 1500 - 1600 км/сек, что приблизительно соответствует скорости распространения радиовсплесков II типа. Это нужно считать средней скоростью, так как «размазывание по времени» явления магнитной бури показывает, что не все частицы достигают Земли одновременно. Выбрасывание же всех их происходит, по-видимому, или в момент вспышки или сразу же за ним (Потоки светящегося газа, движущиеся вверх от области вспышки («вспышечные выбросы»), имеют скорость в 2-3 раза меньшую, чем указанная. Следовательно, либо это различные потоки, либо за время своего пути до Земли поток ускоряется. Вблизи Солнца потоков со скоростями порядка 1500 км/сек не наблюдалось.).

Изучение действия потоков частиц на магнитное поле Земли показало, что масса всей струи плазмы, выброшенной при вспышке, порядка 10¹⁶-10¹⁷ г. При скорости этого вещества 1500 км/сек его кинетическая энергия составляет 10³²-10³³ эрг. Таким образом, энергия, выделяющаяся при большой хромосфорной вспышке в форме кинетической энергии выбрасываемых частиц (корпускулярное излучение), в десятки раз больше энергии оптического излучения.

Заметим, что и при отсутствии вспышек Солнце испускает потоки частиц, составляющих так называемый «солнечный ветер». Однако скорости частиц солнечного ветра в десятки раз меньше, чем скорости в потоках, образованных вспышками. Тем не менее усиление потоков частиц, попадающих на Землю (а это бывает главным образом в тех случаях, когда большая группа пятен находится напротив Земли), также вызывает магнитные бури.

При очень сильных вспышках на Земле наблюдается еще один интересный эффект - возрастание интенсивности космических лучей. Космические лучи, о которых подробнее будет говориться позже, представляют собой частицы (ядра атомов и электроны), движущиеся со скоростью, близкой к скорости света, и обладающие поэтому большой энергией. Они заполняют космическое пространство. Тем из частиц, энергия которых достаточно велика (жесткое излучение), сравнительно слабое магнитное поле Земли нигде не препятствует проникать к поверхности Земли и они наблюдаются на всех широтах. Частицы с меньшей энергией (мягкое излучение) отклоняются магнитным полем и попадают преимущественно в область магнитных полюсов Земли.

Увеличение интенсивности космических лучей в высоких широтах замечается приблизительно через час после сильной хромосферной вспышки. Так как в экваториальных областях Земли аналогичный эффект отсутствует, то можно говорить об образовании при вспышке только мягких космических лучей. Учитывая, что на путь от Солнца до Земли им требуется в 3-4 раза больше времени, чем фотонам, получаем величину скорости этих частиц порядка 100 000 км/сек. Энергия протонов (которые составляют основную долю частиц космических лучей солнечного происхождения) при такой скорости достигает 10^-3эрг на одну частицу. Так как всего при вспышке в форме космических лучей освобождается до 10³² эрг, то общее количество быстрых частиц, образованных вспышкой, составляет примерно 10³⁵, что дает 10¹⁰ г вещества. Вероятно, эти частицы, проходя через солнечную корону, теряют там некоторую часть своей энергии, вызывая всплески радиоизлучения III типа.

Частицы, летящие из области вспышки, попадают не только в атмосферу Земли, но и на поверхность Луны. При помощи советского автоматического аппарата «Луноход-1» на Луне наблюдалось сильное возрастание потока частиц . высокой энергии, в частности протонов и ядер атомов гелия, выброшенных из Солнца в результате большой хромосферной вспышки.

Потоки космических лучей и фотонов большой энергии от хромосферной вспышки при встрече их с космическим кораблем могут быть опасными для участников полета. Эти частицы способны проходить сквозь толстый слой вещества, и космический корабль не является надежной защитой от них. Для безопасности космонавтов полеты лучше совершать в то время, когда вспышек нет или они слабые. Поэтому исследование природы вспышек и причин их возникновения, которое позволит прогнозировать вспышки, имеет первостепенное значение для космонавтики.

За время большой хромосферной вспышки (500-1000 сек) в сравнительно малой части хромосферы выделяется приблизительно столько же энергии, сколько излучается Солнцем за 1 сек. Каков же источник столь огромной энергии? Окончательного ответа на этот вопрос пока нет. Как мы сейчас увидим, данные наблюдений указывают на связь вспышек с магнитными полями.

Между солнечными пятнами противоположной полярности существует точка, в которой напряженность магнитного поля равна нулю, а по обе стороны от нее напряженность возрастает, и направления силовых линий противоположны. Такие точки называют нейтральными. Хромосферные вспышки обычно происходят около нейтральных точек и сопровождаются изменениями конфигурации поля вблизи места вспышки, а в ряде случаев и уменьшением напряженности поля. Поэтому распространено мнение о том, что энергия вспышки черпается из энергии магнитных полей. Предполагаемый процесс перехода магнитной энергии в кинетическую энергию и в излучение сложен и не до конца выяснен. О нем мы здесь говорить не будем, а лишь оценим энергию, заключенную в поле.

Вспышка охватывает объем хромосферы, расположенный над площадью порядка 10¹⁹-10²⁰ см² (около одной тысячной площади диска). Высота хромосферы около 2x10⁹ см. Поэтому величина указанного объема - приблизительно 10²⁹см³. Напряженность поля в активной области вблизи пятен, там, где случаются вспышки, может составить несколько сотен эрстед. Энергия магнитного поля E_магн в единице объема - плотность магнитной энергии - связана с напряженностью поля H соотношением

(20)

(вывод этой формулы занял бы слишком много места). Используя формулу (20), получаем, что при H=100 эрстед величина E^магн≈4x10² эрг. Таким образом, весь рассматриваемый объем содержит 10³²-10³³ эрг магнитной энергии. Если большая часть ее может очень быстро перейти в энергию излучения или кинетическую, то произойдет взрыв той же силы, что ибольшая хромосферная вспышка.

Конкретные свойства вспышек еще не получили объяснения на основе этой гипотезы, да и возможность быстрого перехода магнитной энергии, распределенной по большому объему, в другие виды энергии не доказана. По-видимому, полностью ответить на вопрос об источнике энергии хромо-сферных вспышек можно будет лишь на основе дальнейших исследований не только их, но и других космических взрывов. Однако вряд ли можно сомневаться в существовании какой-то связи между хромосферными вспышками и магнитными полями.

Даже если будет доказано, что энергия магнитного поля служит основным источником энергии хромосферной вспышки, природа вспышек станет полностью ясной лишь после того, как будет понят механизм, приводящий к возникновению полей на Солнце. Общепринятой теории происхождения магнитных полей нет ни для Солнца, ни для других космических тел. С одной стороны, предполагается, что сильные магнитные поля существуют в центральных областях Солнца и часть их энергии периодически выкосится во внешние слои Солнца. С другой стороны, одна из недавних теорий основывается на допущении у Солнца слабого (напряженностью около 1 эрстеда) общего магнитного поля, силовые линии которого расположены, как предполагается, в тонком слое вблизи поверхности Солнца. Различие в скорости вращения Солнца на разных широтах может приводить к периодическому возникновению сильных полей в экваториальных областях Солнца. Эта теория неплохо объясняет наблюдаемые особенности цикла солнечной активности, но встречается со значительной трудностью энергетического характера. Энергия полей в конечном счете есть преобразованная кинетическая энергия вращения Солнца, точнее, та часть кинетической энергии, которая обусловлена большей угловой скоростью движения экваториальных областей. Ее, как показал расчет, может хватить на образование магнитных полей лишь в течение нескольких тысяч лет. Таким образом, как это часто бывает в науке, объяснение одной группы явлений ставит нас перед необходимостью решить не менее сложные задачи, в данном случае, найти, чем вызывается и поддерживается различие скорости вращения Солнца на разных широтах.