Содержание курса

 

Глава 3. Солнце

3.1. Радиоизлучение спокойного Солнца

3.2. Корональные конденсации

3.3. Спорадическое радиоизлучение Солнца

3.1. Радиоизлучение спокойного Солнца

Основной механизм радиоизлучения спокойного Солнца - тормозное излучение полностью ионизованного газа солнечной короны и хромосферы.

Излучение фотосферы в радиодиапазоне недоступно для наблюдений из-за сильного поглощения в хромосфере. Оптическая глубина хромосферы по тормозному поглощению равна 780 и 3×10⁷ для излучения с длиной волны 1 см и 1.50 м соответственно. Лишь в субмиллиметровой области (l~100 мкм) хромосфера становится прозрачной.

Граница между хромосферой и короной находится на расстоянии от центра Солнца, что соответствует высоте 28000 км над поверхностью фотосферы. В то же время оптическая глубина короны равна единице на волне 120 см. Таким образом, на метровых и более длинных волнах наблюдается только радиоизлучение короны, а на дециметровых и более коротких появляется вклад хромосферы. По этой причине угловой размер источника радиоизлучения, связанного с Солнцем, на метровых и дециметровых волнах значительно больше видимого диска.

Магнитное поле в короне не превышает одного Гаусса. Следовательно, электронная гирочастота значительно меньше частоты излучения в любом диапазоне наблюдаемого спектра, поэтому двулучепреломление и разница между обыкновенной и необыкновенной волнами не существенны.

Температура короны Т_кор в среднем порядка нескольких миллиона градусов. В хромосфере наблюдается сильный градиент температуры: от 7000 K до 20000 K, в среднем - 10⁴ K. Можно представить в простейшем варианте радиоизлучение короны двухслойной моделью, в соответствии с решением уравнения переноса (1.9). В этой модели яркостная температура в направлении центра видимого диска Солнца складывается из ослабленного короной излучения хромосферы с температурой T_хром (оно рассматривается как фоновое излучение) и из излучения короны с учетом самопоглощения:

(3.1)

Оптическая глубина короны t_кор в направлении на центр солнечного диска определяется интегралом

(3.2)

Мера эмиссии солнечной короны в направлении на центр диска составляет около 3×10²⁶ см^-5. Распределение электронной концентрации по высоте в короне можно представить формулой

N (r) = 10⁸ (1.5 r^-6 + 3 r^-16) см^-3, (3.3)

 

где r выражено в радиусах Солнца. Эта формула связывает шкалу высот в солнечной короне с нелинейной шкалой электронных концентраций. Для коротких волн

 

T_b = T_хром + T_корt_кор.

 

На волнах, где корона практически прозрачна (t_кор < 1), имеется поярчение к краю (а не потемнение, как в оптическом диапазоне) - правда, не на самом краю, а ближе к центру (тем ближе, чем больше длина волны); это объясняется неизотермичностью короны. На длинах волн свыше ~1.2 м, где оптическая глубина короны больше единицы, все радиоизлучение уже определяется только короной. Отсутствие заметного вклада от более холодной хромосферы приводит к тому, что нет усиления яркости к краю. Радиоизофоты короны имеют несколько эллиптическую форму, что является следствием несферичности короны.

 

На рис. 3.1 даны распределения яркостной температуры солнечной короны для разных длин волн. Очевиден эффект снижения яркостной температуры с ростом l.

Рефракция радиоволн в короне. Для каждой частоты существует критическое значение электронной концентрации N_кр, при котором коэффициент преломления корональной плазмы равен нулю. Значение N_кр соответствует некоторому уровню в короне , определяемому зависимостью (3.3). Этот уровень является как бы зеркалом для радиоволн, из-под него радиоизлучение выйти к наблюдателю не может. С другой стороны, в короне существует уровень, до которого на луче зрения наблюдателя оптическая глубина короны по тормозному поглощению (3.2) равна единице, согласно (3.3), ему соответствует некоторое значение электронной концентрации N_t=1. При преобладании тормозного механизма основная часть излучения поступает именно из области вблизи уровня с N = N_t=1. Важно, который из двух выделенных уровней - N_t=1 или N_кр - расположен в короне выше. В таблице 2 приведены значения N (см^-3), соответствующие N_кр и N_t=1. Таким образом, для излучения с длиной волны короче 50 см уровень N_t=1 расположен в короне выше, чем уровень N_кр, и все радиоизлучение короны определяется только свободно-свободными переходами. Однако на длине волны l > 50 см ситуация обратная, уровень N_кр ("плазменное зеркало") расположен выше, чем уровень N_t=1. Это приводит к сдвигу вверх нижнего предела интегрирования в (3.2). Оптическая глубина обрезается, что приводит к уменьшению яркостной температуры. Еще одна причина снижения T_b - уровень N_кр отсекает от наблюдателя внутренние, более горячие слои короны, и наблюдаемое излучение идет из внешних слоев короны, где температура ниже.

Все сказанное относится к направлению на центр видимого диска Солнца. Для направлений вблизи лимба картина усложняется. Вследствие зависимости показателя преломления от высоты, траектории лучей, идущих в стороне от центрального направления, искривляются, как показано на рис. 3.2. Для наблюдателя происходит сдвиг излучающей области относительно ее истинного положения. Для излучения с длиной волн порядка нескольких метров величина сдвига составляет около 15‑20% от видимого размера солнечного диска. Вне центральной оси рефракция снова приводит к тому, что на метровых волнах мы видим большей частью внешние, более холодные слои короны, и эффективная яркостная температура короны снижается.

Для нецентрального направления интегрирование ведется вдоль луча (см. рис. 3.2):

, (3.4)

где элемент длины ds равен

.

Если показатель преломления не меняется вдоль луча, то оптическая глубина определяется только зависимостью коэффициента поглощения от расстояния до центра Солнца:

(3.5)

С учетом рефракции в короне (n зависит от r¢) необходимо отличать оптический путь от геометрического, и формула (3.5) изменится так:

(3.6)

Формула (3.6) автоматически учитывает отклонение луча от прямой линии, так как интегрирование ведется вдоль искривленной траектории.

3.2. Корональные конденсации

В течение цикла солнечной активности наблюдается изменение полного потока радиоизлучения примерно в два раза. При этом можно выделить постоянную ("спокойную") составляющую, обусловленную тепловым излучением короны и хромосферы. Переменная составляющая обязана своим происхождением уплотнениям над большими группами солнечных пятен - корональным конденсациям (рис. 3.3). Эти уплотнения удерживаются петлями сильного магнитного поля, удерживающего плазму.

Электронная плотность внутри конденсации превышает 10⁹ см^-3, в то время как плотность окружающей плазмы ~10⁸ см^-3 (рис. 3.4). Конденсация оптически толста по тормозному излучению на длинах волн l ³ 10 см и может наблюдаться как яркое пятно на фоне окружающего излучения невозмущенной короны. На более длинных волнах влияние конденсации слабее из-за увеличения поглощения верхними слоями короны с ростом l.

Пятна в радиодиапазоне, связанные с конденсациями, перемещаются по диску Солнца быстрее, чем оптические пятна, из-за большей высоты последних над поверхностью Солнца (20-100 тысяч километров). Время существования отдельных конденсаций достигает трех месяцев (то есть они могут наблюдаться в течение трех оборотов Солнца). Угловые размеры конденсаций от одной до пяти угловых минут. Поляризации излучения не наблюдается, механизм излучения чисто тепловой, обусловленный свободно-свободными переходами, яркостная температура составляет около 1.5×10⁵ K. Иногда отмечается переменность излучения с характерным временем несколько часов.

Малые конденсации (размером порядка угловой минуты) более яркие, яркостная температура достигает 10⁷ K. У них часто бывает значительная круговая поляризация радиоизлучения, что говорит о сильном магнитном поле, до 300 Гс. Поляризация вызвана различием в коэффициентах поглощения для циркулярно поляризованных обыкновенной и необыкновенной волн (необыкновенная поглощается сильнее). Малые конденсации чаще всего наблюдаются над факельными полями активных областей, их существование и круговая поляризация обусловлены проникновением магнитного поля активной области высоко в корону.

3.3. Спорадическое радиоизлучение Солнца

Радиоизлучение активного Солнца, помимо излучения, связанного с корональными конденсациями, включает в себя несколько типов кратковременных всплесков длительностью от секунд до нескольких часов. Всплески всех типов, так или иначе, связаны со вспышками в хромосфере. Вспышки происходят над активными областями Солнца, где петли сильного магнитного поля проникают высоко в атмосферу Солнца. Наиболее вероятно возникновение вспышек вблизи нулевой линии магнитного поля, где поля противоположных полярностей направлены встречно друг к другу (рис. 3.5). Такая конфигурация неустойчива, и может произойти перезамыкание магнитного поля. При этом происходит скачкообразное изменение напряженности магнитного поля, что создает, согласно уравнениям Максвелла (2.2), сильное электрическое поле Ввиду высокой проводимости полностью ионизованный плазмы в ней возникает сильный электрический ток. Диссипация джоулева тепла этого тока создает быстрый нагрев в относительно небольшой области. Происходит вспышка, наблюдаемая, прежде всего в оптическом диапазоне, в линии Ha. Наиболее мощные вспышки с особо сильным нагревом наблюдаются и в белом свете (в континууме). При вспышках происходит ускорение заряженных частиц до релятивистских энергий, создаются ударные волны. Эти физические процессы находят отражения во всплесках солнечного радиоизлучения. Насчитывается несколько основных видов всплесков. Для наглядности всплески изображены в виде заштрихованных областей на одной диаграмме в координатах "время - длина волны" (рис. 3.6).

Микроволновые всплески. Наблюдаются на сантиметровых волнах (l £ 10-20 см). Делятся на два подкласса: импульсные и всплески с постепенным нарастанием и спадом.

Импульсные всплески коррелируют со всплесками жесткого рентгеновского излучения (с энергией >80 кэВ). Механизм излучения - магнитотормозной в сильных магнитных полях в области вспышки.

Всплески с постепенным нарастанием и спадом совпадают с мягким рентгеновским излучением (l ~ 8-12 Å) вследствие разогрева плазмы в области вспышки до десятков миллионов градусов. Микроволновые всплески дают способ краткосрочного прогноза вспышки, так как подъем радиоизлучения на волнах l~3 см начинается за несколько минут до начала оптической вспышки.

Дециметровый континуум. Наблюдается одновременно с микроволновыми всплесками на частотах выше 250 МГц. Генерируется в источниках малых угловых размеров (2¢-5¢), что близко к размерам источников микроволновых всплесков. Яркостная температура T_b ~ 10⁶-10⁹ K. Области генерации находятся вблизи вспышек, на высотах не более над фотосферой, то есть в самых нижних слоях короны. Дециметровый континуум создается, вероятнее всего, магнитотормозным излучением энергичных электронов, которые инжектируются из области вспышки в "ловушку", образованную магнитным полем биполярной группы пятен.

Всплески I типа (шумовые бури). Бури наблюдаются в основном на метровых волнах (l ~ 2-4 м), длятся несколько часов или суток. Состоят из нескольких тысяч отдельных всплесков I типа длительностью около одной секунды каждый и с полосой частот порядка нескольких Мегагерц. Если считать наблюдаемую ширину спектральной линии обязанной эффекту Доплера, то тепловое уширение соответствует кинетической температуре T_kin~ ~10⁶ K, что типично для короны. Всплески I типа образуются в малых (~4¢) областях, связанных с магнитными полями пятен. Высота области генерации над фотосферой ~400000 км. Яркостная температура излучения T_b ~ 10⁸-10¹⁰ K. Вблизи лимба излучение бывает сильно поляризовано по кругу. Механизм излучения связан с плазменными волнами, которые возбуждаются потоками быстрых электронов, ускоренных ударными волнами в магнитном поле. Излучение - магнитотормозное в магнитном поле пятна из области выше "плазменного зеркала". Есть предположение, что некоторые из всплесков могут генерироваться циклотронным мазерным механизмом.

Всплески III типа и типа U. Наблюдаются на дециметровых, метровых и более длинных волнах. Всплески по времени изолированные, на фиксированной частоте длительность несколько секунд. Потоки излучения составляют обычно 10⁵-10⁶ Ян (в отдельных случаях до 10⁸ Ян). Излучение узкополосное. Спектр всплеска обладает дрейфом по частоте со скоростью в среднем ~10 МГц/с. Происходят во время взрывной фазы хромосферных вспышек (даже очень слабых), поэтому ежедневно регистрируется несколько таких всплесков. Часто наблюдается излучение на второй гармонике, но ее средняя частота не точно 2n₁, а ~(1.85-2)n₁. В редких случаях наблюдается и третья гармоника. Наличие гармоник указывает на нелинейность механизма, создающего колебания. Угловые размеры источников всплесков в среднем ~3¢. На длинных волнах иногда наблюдаются два сходных всплеска подряд: второй всплеск представляет собой радиоэхо от нижележащих слоев короны (от уровня "плазменного зеркала", где для данной частоты w ~ w_p).

Механизм происхождения всплесков III типа впервые предложен в 1946 г. И.С. Шкловским. Излучение III типа возникает вследствие плазменных колебаний. В области хромосферной вспышки генерируется пучок релятивистских электронов (v ~ 1/3c), который, проходя через корону, возбуждает на своем пути колебания плазмы на частоте Электронная концентрация N падает с высотой, w_p также падает, поэтому спектр излучения дрейфует в сторону низких частот. Свидетельством в пользу существования пучка релятивистских электронов служит обнаружение на спутниках электронов с энергией ~10¹⁰ эВ на орбите Земли через ~20 минут после вспышки.

Возбуждение колебаний в плазме аналогично черенковскому излучению. Часть энергии колебаний переходит в энергию радиоизлучения вблизи w_p. Из-за столкновений излучение затухает довольно быстро, за характерное время ~1/n_ст, где частота столкновений дается формулой (2.8): . В условиях солнечной короны (T ~ 10⁶ K, N ~ 10⁸ см^-3) n_ст ~ 15 с^-1, то есть колебания затухнут за 1/15 секунды. Реально прохождение пучка через данный элемент коронального вещества не происходит мгновенно, а длится ~5-10 с. После прохождения пучка излучение быстро затухает, но к этому времени оно уже возбудится на более высоком уровне в короне, с другим значением N, на более низкой w_p. Наблюдения всплесков III типа с высоким угловым разрешением (например, на системе апертурного синтеза VLA) показывают движение источников всплесков вверх в короне со скоростью ~1/3c.

Затруднение данной модели: каким образом излучение на плазменной частоте w_p выйдет из области генерации? Ответ состоит в том, что излучение всплеска не является монохроматическим. Образующаяся на w_p спектральная линия испытывает доплеровское уширение из-за теплового движения электронов. При корональной температуре T ~ 10⁶ K средняя тепловая скорость электронов Поэтому ширина спектральной линии для частоты всплеска n ~ 300 МГц составит около 10 МГц. Вторая гармоника будет шире, так как 1) ее частота вдвое выше, вдвое больше и доплеровское уширение; 2) у первой гармоники низкочастотная часть с n < n_p будет поглощена в непосредственной близости от места генерации, и наблюдателя достигнет только высокочастотная половинка. Эти соображения подтверждаются наблюдениями: действительно, вторая гармоника шире первой (иногда до 4 раз), и срез спектра у первой гармоники со стороны низких частот более крутой.

Иногда наблюдаются всплески с возвратом по частоте (U-тип), когда дрейф в сторону низких частот сменяется дрейфом в сторону более высоких частот. Это означает, что пучок релятивистских электронов попал в петлю коронального магнитного поля, которая завернула его обратно вниз. Частота поворота обычно около 100 МГц, что соответствует высоте в короне ~200000 км. Другое объяснение: пучок электронов попал в локальное корональное уплотнение (корональную конденсацию), где плазменная частота w_p выше.

Колебания на частоте w_p возбуждаются в корональной плазме относительно легко. Поэтому во время максимума солнечной активности в течение 1 часа наблюдаются несколько всплесков III типа, как от сильных, так и от слабых вспышек (обычно на начальных стадиях вспышек).

Изложенная теория всплесков III типа качественно объясняет наблюдения. Однако до конца не ясны, по крайней мере, два вопроса: физический механизм нелинейности колебаний, приводящий к появлению второй гармоники, и количественное описание перехода плазменных волн в электромагнитное излучение. Коэффициент перехода энергии плазменных колебаний в энергию электромагнитных волн мал, ~10^-5, практически вся энергия идет на турбулизацию плазмы и, в конечном счете, на ее нагрев.

Всплески V типа. Наблюдаются на метровых волнах в ~10% случаев после всплесков III типа. Возникают на метровых волнах в верхних слоях короны, где H ~ 1 Гс. Длятся в среднем от 1 до 3 минут. Всплески V типа генерируются в результате рассеяния электронного пучка, создавшего перед этим всплеск III типа. В нижних слоях короны релятивистские электроны не излучают синхротронным механизмом, так как вылетают из области вспышки вдоль нулевой линии магнитного поля; в этой области большая часть их энергии идет на возбуждение плазменных колебаний. Потоки во всплесках V типа достигают 10⁸ Ян. Но излучение V типа занимает гораздо более широкий диапазон частот, чем мгновенный узкополосный спектр III типа.

Всплески II типа. Появляются в результате особо сильных хромосферных вспышек (один раз в несколько суток). Также представляют собой узкополосное радиоизлучение. Всплески II типа сильнее, чем всплески III типа. Их средний поток ~10⁷ Ян, а максимальные значения даже до 10¹¹ Ян. Так же, как и всплески III типа, всплески II типа дрейфуют по частоте к низким частотам, но дрейф гораздо более медленный ~200 кГц/с. Чаще всего наблюдаются на метровых волнах, изредка на дециметровых и сантиметровых. Есть вторая гармоника; обе гармоники бывают раздвоены по частоте. Полное время существования всплеска до 10-15 мин. Как правило, излучение всплесков II типа не поляризовано или поляризовано слабо.

Механизм возникновения всплесков II типа - также плазменные колебания. Частота излучения уменьшается с ростом высоты источника над поверхностью Солнца, но скорость перемещения гораздо ниже, чем для всплесков III типа, около 1000 км/с. Плазменные колебания возбуждаются ударной волной, которая распространяется от области хромосферной вспышки.

О возникновении ударной волны. Слабый звук, или акустическая волна в газе - линейный процесс: распространение волны в газе не меняет заметно параметры среды, в том числе температуру. Скорость звука

порядка тепловой скорости частиц. Показатель адиабаты k для одноатомного (и полностью ионизованного) газа равен 5/3.

 

На самом деле часть энергии звуковой волны при распространении диссипирует и разогревает газ. Поэтому гребень волны движется по уже подогретому газу, со скоростью, большей, чем скорость фронта. В итоге фронт становится очень крутым. Когда происходит "опрокидывание" фронта, волна превращается в скачок параметров газа (плотности, температуры и давления) и становится сверхзвуковой, или ударной (рис. 3.7). Сила ударной волны характеризуется числом Маха M - отношением скорости фронта волны к скорости звука в невозмущенном газе: M = _фр/_зв. Волна уплотнения в газе может с самого начала распространения быть ударной, если газ был приведен в движение со сверхзвуковой скоростью. Такая ситуация как раз имеет место в хромосферной вспышке, когда из области вспышки происходит выброс плазменного сгустка с вмороженным магнитным полем. На фронте ударной волны возбуждаются плазменные колебания. Часть энергии колебаний переходит в энергию электромагнитных волн, которые наблюдаются в виде всплеска II типа. При подъеме ударной волны в более высокие слои короны Солнца, где меньше электронная концентрация и, соответственно, ниже плазменная частота, всплеск дрейфует к более низким частотам.

Расщепление гармоник всплеска II типа можно объяснить наличием магнитного поля H ~ 2-6 Гс. Излучение происходит на частотах w = w_p + w_H. Происходит как бы модуляция сигнала на плазменной частоте гирочастотой.

Излучение IV типа. Наблюдается после всплесков II типа, при более сильных хромосферных вспышках; в частности, свидетельствует о протонной вспышке (при которой происходит ускорение не только электронов, но и протонов). Наблюдается обычно на метровых волнах, но встречается и в более широком диапазоне частот (вплоть до сантиметровых волн). Генерируется синхротронным механизмом. Плазменный сгусток, выброшенный из области вспышки, несет вмороженное магнитное поле. Поле удерживает некоторое количество релятивистских электронов. Происходит также дополнительное ускорение электронов на фронте ударной волны. Электроны, которые вырываются вперед, создают всплески III типа. Энергия ускоренных электронов невелика, поэтому заметное синхротронное излучение имеет место лишь на длинных волнах, которые не могут выйти из короны (w < w_p). Лишь когда ударный фронт достигает более высоких уровней, синхротронное излучение становится наблюдаемым. Излучение IV типа сходно с излучением V типа, но у IV типа размер излучающей области и длительность излучения больше (до нескольких часов). Плотность потока достигает 10⁶-10⁷ Ян. Излучение обычно поляризовано. Насчитывается несколько подклассов излучения IV типа (подробнее см. [19]).