Päikesekiired - need on ainulaadsed oma energia vabanemise protsesside (valgus, soojus ja kineetika) poolest Päikese atmosfääris. Vilgub kuidagi katta kõik kihid päikese atmosfäär: fotosfäär, kromosfäär ja Päikese kroon. Kestus päikesekiirte sageli ei ületa see mitu minutit ja selle aja jooksul vabanev energia hulk võib ulatuda miljardite megatonnini TNT ekvivalenti. Päikesekiired, tekivad reeglina kohtades, kus vastassuunalise magnetpolaarsusega päikeselaigud interakteeruvad või täpsemalt põhja- ja lõunapolaarsusega piirkondi eraldava neutraalse magnetvälja joone lähedal. Sagedus ja võimsus päikesekiirte sõltuvad päikesetsükli faasist.
Energia päikesesähvatus avaldub mitmel kujul: kiirgusena (optiline, ultraviolett-, röntgen- ja isegi gamma), energeetiliste osakeste (prootonite ja elektronide) kujul ning ka hüdrodünaamiliste plasmavoogudena. Võimsus puhangud sageli määratud nende tekitatud röntgenikiirguse heledusega. Kõige tugevam päikesekiirte kuuluvad röntgeniklassi X. Klass M hõlmab päikesekiirte, mille kiirgusvõimsus on 10 korda väiksem kui vilgub klass X ja klassi C - vilgub mille võimsus on 10 korda väiksem kui M klassi välgud.. Hetkel klassifitseeritud päikesekiirte viidi läbi mitme vaatlusandmete põhjal tehissatelliite Maa, peamiselt GOES-i satelliitide andmete põhjal.
Päikesesärade vaatlused H-alfa joonel
Päikesekiired on sageli täheldatud filtrite abil, mis võimaldavad eraldada spektri punases piirkonnas asuva H-alfa vesinikuaatomi joont üldisest kiirgusvoost. H-alfa liinil töötavad teleskoobid on nüüd paigaldatud enamikesse maapealsetesse päikeseobservatooriumidesse ja mõned neist pildistavad Päikest selles reas iga paari sekundi tagant. Sellise foto näiteks on selle teksti kohal näidatud Päikese kujutis, mis on tehtud H-alfa real päikeseobservatoorium Big Bear päikeseobservatoorium. See näitab selgelt päikesepaistvuse väljutamist jäseme faasis. päikesesähvatus 10. oktoober 1971. Film (4,2 MB mpeg) salvestatud ajal vilgub, näitab seda protsessi dünaamikas.
H-alfa liinis nn topeltlindiga päikeseraketid, kui kromosfääri plahvatusel moodustuvad kaks laiendatud heledat kiirgavat struktuuri, millel on kuju paralleelsed lindid, pikenenud piki magnetvälja neutraalset joont (joon, mis jagab vastupidise polaarsusega päikeselaikude rühmi). Tüüpiline näide topeltlindiga päikesekiir on 7. augusti 1972 sündmus, mida näidatakse järgmises filmis (2,2 MB mpeg). See on väga kuulus välklamp, mis toimus Apollo 16 (aprill) ja Apollo 17 (detsember) lendude vahel, hiljutised reisid mees Kuule. Kui lennuaja arvutamisel oleks tehtud viga ja üks meeskondadest oleks selle lennu ajal Kuu pinnale sattunud vilgub, oleksid tagajärjed astronautidele hukatuslikud. Hiljem sai see võimalik olukord aluse James Micheneri ulmeteosele "Kosmos", mis kirjeldas fiktiivset Apollo missiooni, mis kaotas meeskonna tugeva kiirguse tõttu. päikesesähvatus.
Päikesekiired ja magnetväljad
Praegu pole kahtlust, et mõistmise võti päikesekiirte tuleks otsida päikese magnetvälja struktuurist ja dünaamikast. On teada, et kui väljastruktuur päikeselaikude läheduses muutub väga keeruliseks, siis võivad jõujooned hakata üksteisega uuesti ühendust võtma, mis toob kaasa magnetenergia ja magnetväljaga seotud elektrivoolude energia kiire vabanemise. Erinevate füüsikaliste protsesside tulemusena muundatakse see primaarvälja energia seejärel soojusenergia plasma, energia kiired osakesed ja muud päikesepõletuses täheldatud energiavormid. Nende protsesside uurimine ja põhjuste väljaselgitamine päikesesähvatus, on üks peamisi ülesandeid kaasaegne füüsika Päike on veel kaugel lõplikust vastusest.
Vaata päikesekiirte täna reaalajas: sähvatuste ja võimsate päikesesündmuste graafik võrgus, aktiivsuse dünaamika täna, eile ja kuu kohta.
Vilgub tänaseks
Vilgub eilseks
Vilgub tänaseks
Vilgub klass C ja kõrgem Päikest polnud.
Tänu allolevale graafikule saate teada, milline päikesekiirte juhtus Täna.
Päikesepõletuse aktiivsuse indeks päevas ja kuus
Vilgub eilseks
Päikesepursked eile
Vilgub klass C ja kõrgem Päikest polnud
Päikese sähvatus– äkiline, kiire ja intensiivne heledustaseme muutus. See ilmub päikese atmosfääri tekkides magnetiline energia vabastatud. Kiired väljuvad kogu elektromagnetilise spektri ulatuses. Energiavarud võrduvad miljonitega vesinikupommid samaaegse 100 megatonnise plahvatusega! Esimene haiguspuhang registreeriti 1. septembril 1859. aastal. Seda jälgisid sõltumatult Richard Carrington ja Richard Hodgson.
Meie tähel on tsükliline iseloom, mille käigus jälgitakse päikesepurskeid. Neid päikesepurskeid iseloomustavad kolossaalsed energiaeraldused, mis mõjutavad planeedi ilma ning elusorganismide käitumist ja tervist. Kuid neid ei saa jälgida ilma spetsiaalsete tehnoloogiateta. Siit saate teada oleku päikesepursked reaalajas võrgus. Samuti saate vaadata tänast päikeselist ilmaennustust, et teaksite, milleks valmistuda.
Magnetenergia vabanemisega soojenevad ja kiirenevad elektronid, prootonid ja rasked tuumad. Tavaliselt jõuab energia 10 27 erg/s. Suured sündmused tõusevad 10 32 erg/s-ni. See on 10 miljonit korda rohkem kui vulkaanipurse.
Päikesepõletus jaguneb kolmeks etapiks. Eelkäija märgitakse esmalt magnetenergia vabanemisel. Saate jäädvustada sündmust pehmelt röntgenikiirgus. Järgmisena kiirendatakse prootoneid ja elektrone energiani, mis ületab 1 MeV. Impulsi staadium vabastab raadiolaineid, gammakiirgust ja kõva röntgenikiirgust. Kolmas näitab pehmete röntgenikiirte järkjärgulist suurenemist ja lagunemist. Kestus on mõnest sekundist kuni tunnini.
Päikese kroonis levivad rakud. See on atmosfääri välimine kiht, mida esindab väga haruldane gaas, mida kuumutatakse miljoni kraadini Celsiuse järgi. Sees tõuseb leekpunkt 10-20 miljoni Kelvinini, kuid võib tõusta 100 miljoni Kelvinini. Võra näib ebaühtlane ja paindub ümber ekvaatori silmusena. Need ühendavad võimsate magnetväljadega alad – aktiivsed piirkonnad. Need sisaldavad päikeselaike.
Põletuste sagedus ühtlustub iga-aastase päikesetsükliga. Kui see on minimaalne, on aktiivsed piirkonnad väikesed ja haruldased ning põletikke on vähe. Arv suureneb, kui täht läheneb maksimumile.
Te ei näe välku sisse lihtne ülevaade(ärge proovige, muidu kahjustate oma nägemist!). Fotosfäär on liiga hele, nii et see kattub sündmusega. Kasutatakse uurimistööks spetsiaalsed tööriistad. Maapealsetes teleskoopides saab jälgida raadio- ja optilisi kiiri. Röntgen- ja gammakiired vajavad aga kosmoseaparaate, sest nad ei tungi Maa atmosfääri.
Päikeseraketid on ainulaadsed oma tugevuse ja soojuse, kineetilise ja valgusenergia vabastamise võimsuse poolest päikese atmosfääris. Päikesepõletuste kestus ei ületa vaid mõnda minutit, kuid eralduv kolossaalne energiahulk avaldab otsest mõju Maale ning teile ja mulle.
Päikesepõletuste tagajärjed
Need protsessid päikeses on võimsad plahvatused, moodustatud läheduses suured rühmad päikeselaigud. Ühe sähvatuse energia on ligikaudu kümme korda suurem kui ühe vulkaani energia. Samal ajal paiskab päike oma pinnalt välja spetsiaalse aine, mis koosneb laetud osakestest. Sellel on ülehelikiirus ja see loob planeetidevahelises ruumis liikudes lööklaine, mis meie planeediga kokku põrkudes tekitab magnettorme.
Igaüks meist reageerib päikesepõletustele erinevalt. Paljud inimesed "tunnevad" neid peaaegu kohe, kogedes halb enesetunne, tugevad peavalud, probleemid südame-veresoonkonna süsteemi töös, samuti psühho-emotsionaalse tausta häired: ärrituvus, suurenenud tundlikkus ja närvilisus. Teisel rühmal inimestel on nn hiline reaktsioon: nad reageerivad päikesepõletustele 2-3 päeva pärast nende tekkimist.
Päikesepõletused on päikese atmosfääris tekkivad energiapursked, millele inimesed reageerivad erinevalt.
Päikesepõletustele reageerivad kõige teravamalt vererõhu hüppe all kannatavad haiged ja nõrgenenud inimesed. On teada, et aktiivse päikesega päevadel suureneb õnnetuste ja katastroofide arv, mille põhjuseks on inimfaktor. Fakt on see, et päikesesähvatused vähendavad inimese tähelepanu ja nüristavad tema ajutegevust.
Kuidas ennustada päikesepurskeid ja kas need on inimestele kahjulikud?
Intensiivsus päikese aktiivsus millel on 28-päevane tsükkel, on see arv seotud "kuuma tähe" pöörlemisega ümber oma telje. Sel perioodil toimub kõrgemat ja madalamat järku tsüklite kompleksne seos. Teadlased selgitavad selle faktiga, et päikesepursked ja sellest tulenevalt magnettormid toimuvad kõige sagedamini märtsis ja aprillis, aga ka septembris ja oktoobris.
Päikese aktiivsus mõjutab vaimne võimekus inimestest. Kui päike on vaikne, siis loomingulised inimesed nad kogevad ülendamist ja inspiratsiooni ning kui valgusti tekitab sähvatusi, muutub inimeste tähelepanu tuhmiks ja nad on masenduses, depressiooni lähedal.
Teadlased leidsid huvitav fakt— selgub, et maavärinad, orkaanid ja taifuunid tekivad just päikesepõletuste hetkel. Seetõttu ennustavad teadlased neid enamikul juhtudel looduskatastroofid, mis põhineb nende päikesepõletuste sagedusel.Milline on päikesepõletuste mõju inimestele?
Päikesepõletuste tagajärjel täheldatakse Maal järgmist reaktsiooni tähe aktiivsusele:
- — infraheli, mis esineb kõrgetel laiuskraadidel virmaliste piirkondades;
- - meie planeedi mikropulsatsioonid, mis on Maa magnetvälja lühiajalised muutused, mis mõjutavad negatiivselt inimkeha talitlust;
- — päikesepõletuste tagajärjel muutub meie planeedi pinnale tuleva ultraviolettkiirguse intensiivsus.
Looduse selliste reaktsioonide tulemusena päikesepõletustele ei muutu mitte ainult inimeste, vaid ka kogu Maa elusolendite biorütmid.
Praegu on päikesepõletuste mõju uurimise küsimused Inimkeha ja meie planeedi kui tervikuga tegelevad paljud uurimisinstituudid, vaatluskeskused ja laborid. Võib-olla aitab päikese käitumise üksikasjalik uurimine meil selle "üllatusi" enda kasuks pöörata.
B.V. Somov, füüsika- ja matemaatikateaduste doktor,
nime saanud Riiklik Astronoomiainstituut. PC. Sternberg, Moskva Riiklik Ülikool
Suure haiguspuhangu ajal voolab kõvasti elektromagnetiline kiirgus Päike tõuseb mitu korda. Nähtamatu ultraviolettkiirguse (UV), röntgeni- ja gammakiirguse korral muutub meie täht heledamaks kui tuhat päikest. Kiirgus jõuab Maa orbiidile kaheksa minutit pärast sähvatuse algust. Mõnekümne minuti pärast saabuvad hiiglaslike energiateni kiirendatud laetud osakeste vood ja kahe-kolme päeva pärast - tohutud päikeseplasma pilved. Õnneks kaitseb Maa atmosfääri osoonikiht meid selle eest ohtlik kiirgus, ja geomagnetväli pärineb osakestest. Kuid isegi Maal, eriti kosmoses, on päikesepursked ohtlikud ja neid tuleb osata ette ennustada. Mis on päikesepõletus, kuidas ja miks see tekib?
Päike ja meie
Meile lähim täht – Päike – sündis umbes 5 miljardit aastat tagasi. Tema sees nad lähevad tuumareaktsioonid tänu millele Maal elu eksisteerib. Päikese ehituse ja arengu teoreetilised mudelid, mis on ehitatud tänapäevaste vaatluste põhjal, ei jäta kahtlust, et see särab veel miljardeid aastaid.
Päikesekiirgus - peamine allikas energiat maa atmosfäär. Selles toimuvad fotokeemilised protsessid on eriti tundlikud kõva UV-kiirguse suhtes, mis põhjustab tugevat ionisatsiooni. Seega, kui Maa oli noor, eksisteeris elu ainult ookeanis. Hiljem, umbes 400 miljonit aastat tagasi, ilmus seal osoonikiht, neelavad ioniseerivat uuringut ja elu tuli maale. Sellest ajast alates on osoonikiht meid kaitsnud kõva UV-kiirguse kahjulike mõjude eest.
Maa magnetväli ja selle magnetosfäär takistavad kiiresti laetud osakeste tungimist Maale päikese tuul(Maa ja Universum, 1974, nr 4; 1999, nr 5). Kui selle tuuleiilid interakteeruvad magnetosfääriga, kukuvad mõned osakesed siiski lähedalt välja magnetpoolused Maa, mis tekitab aurorasid.
Paraku rikuvad meie suhte harmooniat Päikesega päikesepursked.
Päikesekiired
Viimastel aastakümnetel on mitmed kosmoseobservatooriumid spetsiaalsete röntgen- ja UV-teleskoopide abil pingsalt "vihast" päikest piilunud. Nüüd on selliseid kosmoseaparaate neli: Ameerika "SOHO" (Solar and Heliospheric Observatory - Solar heliospheric Observatory; Earth and Universe, 2003, nr 3), "TRACE" (Transition Region ja Coronal Explorer - koroona ja üleminekukihi uurija ), "RHESSI" (Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager – Ramaty järgi nime saanud suure energiaga kiirguse päikesespektraalteleskoop) ja Venemaa satelliit "Koronas-F" (Maa ja Universum, 2002, nr 6).
Tohutu huvi päikesekiirte vastu ei ole juhuslik. Suured raketid on tugev mõju Maa-lähedasse kosmosesse. Osakeste vood ja kiirgus on astronautidele ohtlikud. Lisaks võivad need kahjustada kosmoselaevade elektroonilisi seadmeid ja häirida nende tööd.
Põletusest tulenev UV- ja röntgenkiired suurendavad järsult ionisatsiooni Maa atmosfääri ülemises kihis ehk ionosfääris. See võib põhjustada häireid raadiosides, tõrkeid laevade ja õhusõidukite raadionavigatsiooniseadmete, radarisüsteemide töös, pikad read elektrivarustus Maa ülemist atmosfääri tungivad suure energiaga osakesed hävitavad osoonikihi. Osoonisisaldus väheneb aasta-aastalt. Päikesepõletuse ja Maa kliima vahelise tõenäolise seose küsimus tekitab teaduslikku arutelu.
Lööklained ja päikeseplasma väljapaiskumised pärast raketeid häirivad suuresti Maa magnetosfääri ja põhjustavad magnettorme (Maa ja Universum, 1999, nr 5). On oluline, et Maa pinna magnetvälja häired võivad mõjutada elusorganisme ja Maa biosfääri seisundit (Maa ja Universum, 1974, nr 4; 1981, nr 4), kuigi see mõju tundub teistega võrreldes tühine. tegurid meie igapäevaelus.
Puhangu prognoosimine
Päikesepursete ennustamise vajadus tekkis juba ammu, kuid eriti terav oli see seoses mehitatud kosmoselendudega. Pikka aega Selle probleemi lahendamiseks töötati välja kaks lähenemisviisi peaaegu iseseisvalt ja praktiliselt tulemusteta. Neid võib tinglikult nimetada sünoptilisteks ja põhjuslikeks (põhjuslikeks). Esimene – sarnaselt ilmaennustustele – põhines uuringul morfoloogilised tunnused plahvatuseelsed olukorrad Päikesel. Teine meetod hõlmab sähvatuse füüsilise mehhanismi tundmist ja sellest tulenevalt põlengueelse olukorra äratundmist selle modelleerimise teel.
Enne kosmoseuuringute algust vaadeldi aastaid peamiselt elektromagnetilise kiirguse optilises vahemikus: vesiniku Ha joonel ja “valges valguses” (nähtava kiirguse pidev spekter). Magnettundlikel joontel tehtud vaatlused võimaldasid luua tiheda seose Päikese (fotosfääri) pinnal paiknevate sähvatuste ja magnetväljade vahel. Sageli on sähvatus nähtav kromosfääri (otse fotosfääri kohal oleva kihi) heleduse suurenemisena kahe helendava lindi kujul, mis paiknevad vastupidise polaarsusega magnetväljade piirkondades. Raadiovaatlused kinnitasid seda mustrit, mis on haiguspuhangu mehhanismi selgitamiseks ülioluline. Tema arusaam jäi aga puhtalt empiirilisele tasemele ning teoreetilised mudelid (isegi kõige usutavamad) tundusid täiesti ebaveenvad (Maa ja Universum, 1974, nr 4).
Riis. 1 – 14. juulil 2000 satelliitidelt TRACE ja Yohkoh salvestatud päikesekiirte kiirgus (röntgenikiirguse magnituud X5,7). Nähtav on valgustussilmuste arkaad: vasakul UV (195 A); keskel - pehmetes röntgenikiirtes; paremal on kõva röntgenkiirguse allikad (53 - 94 keV), mis asuvad piki põletusribasid - arkaadi alust. NL - fotosfääriline neutraalne joon.
Juba esimesed kosmoseaparaatide abil tehtud atmosfäärivälised vaatlused näitasid, et päikesekiirte näol on tegemist pigem kroonilise kui kromosfäärilise nähtusega. Kaasaegsed mitme lainepikkusega Päikese vaatlused kosmosest ja maapealsetest observatooriumidest näitavad, et sähvatusenergia allikas paikneb pehmetes röntgenikiirtes vaadeldava peegelsilmuste arkaadi kohal (vasakul oleval joonisel heledad triibud) kohal. ja UV-kiirgust. Arkaade toetavad kromosfäärilised valguspaelad, mis paiknevad piki erinevad küljed fotosfäärilise magnetvälja polaarsuse eraldusjoon või fotosfääri neutraalne joon.
Välgu energia
Päikesepõletus on päikese aktiivsuse kõigist ilmingutest võimsaim. Suure leeki energia ulatub (1-3)x10 32 erg, mis on ligikaudu sada korda suurem soojusenergiast, mida oleks võimalik saada kõigi tõestatud nafta- ja kivisöevarude põletamisel Maal. See hiiglaslik energia vabaneb Päikesesse mõne minutiga ja vastab keskmisele (sähvatuse ajal) võimsusele 10 29 erg/s. See on aga vähem kui sajandikprotsent kogu päikesekiirguse võimsusest optilises vahemikus, mis võrdub 4x10 33 erg/s. Seda nimetatakse päikesekonstandiks. Seetõttu ei suurene sähvatuse ajal Päikese heledus märgatavalt. Pidevas optilises kiirguses on näha neist vaid suurimaid.
Kust ja kuidas saab päikesepurske oma tohutu energia?
Päikeseenergia allikaks on päikese atmosfääri magnetväli. See määrab aktiivse piirkonna morfoloogia ja energia, kus põletus toimub. Siin on väljaenergia palju suurem kui plasma soojus- ja kineetiline energia. Põletuse ajal muudetakse liigne väljaenergia kiiresti osakeste energiaks ja plasma muutub. Füüsilist protsessi, mis selle teisenduse tagab, nimetatakse magnetiliseks taasühendamiseks.
Mis on taasühendamine?
Mõelgem lihtsaim näide, mis demonstreerib magnetilise taasühendamise nähtust. Olgu kaks paralleelset juhti üksteisest 2l kaugusel. Iga juht voolab elektrit. Nende voolude magnetväli koosneb kolmest erinevast magnetvoost. Kaks neist - Ф 1 ja Ф 2 - kuuluvad vastavalt ülemisse ja alumisse voolu; iga niit katab oma juhi. Need asuvad välja A 1 A 2 (separatrix) separatriksi joone sees, mis moodustab lõikumispunktiga X “figuuri kaheksa”. Kolmas vool asub eraldamisjoonest väljaspool. See kuulub korraga mõlemale juhile.
Kui nihutada mõlemat juhti üksteise poole dl võrra, jaotuvad magnetvood ümber. Iga voolu omavoolud vähenevad summa dФ võrra ja nende koguvool suureneb sama palju (kombineeritud vool Ф 1 " ja Ф 2"). Seda protsessi nimetatakse magnetvälja liini taasühendamiseks või lihtsalt magnetiliseks taasühendamiseks. See viiakse läbi järgmiselt. Kaks väljajoont lähenevad punktile X ülevalt ja alt, ühinevad sellega, moodustades uue eraldatriksi ja seejärel ühendavad, moodustades uue väljajoone, mis katab mõlemat voolu.
Riis. 2 – kahe paralleelse elektrivoolu magnetväli sama suurus Mina:
a) sisse algushetk aeg; A 1 A 2 - separatriks; Ф 1 Ф 2 - magnetvoog enne taasühendamist;
A3 - kahe voolu kogumagnetvoo väljajoon;
b) pärast seda, kui juhid on nihkunud üksteisest kauguse dl võrra. A 1 A 2 - uus separatriks; Ф 1 Ф 2 - uuesti ühendatud magnetvoog. Sellest sai kahe voolu ühine vool; joon X jookseb joonise tasapinnaga risti;
c) magnetiline taasühendamine plasmas. Kuvatakse vahepealne (põletuse-eelne) olek mitteühenduva (aeglaselt taasühendatava) voolukihiga CL.
Pangem tähele, et selline taasühendamine vaakumis on vaatamata oma lihtsusele tõeline füüsiline protsess. Seda saab laboris hõlpsasti reprodutseerida. Magnetvoo taasühendamine kutsub esile elektrivälja, mille suurust saab hinnata, jagades väärtuse dФ taasühendamisprotsessi iseloomuliku ajaga dt, see tähendab juhtide liikumisajaga. See väli kiirendab punkti X, täpsemalt joone X lähedusse paigutatud laetud osakest.
Päikesekrooni plasma erineb vaakumist oma väga kõrge elektrijuhtivuse poolest. Niipea kui tekib taasühendamisest põhjustatud elektriväli E, tekitab see koheselt piki X joont suunatud elektrivoolu, mis võtab voolukihi kuju, mis segab taasühendamisprotsessi. Väga juhtivas plasmas muudab vooluleht interakteeruvate magnetvoogude vahelise taasühendamise väga aeglaseks. See toob kaasa asjaolu, et märkimisväärne osa interaktsioonienergiast koguneb liigse magnetenergia kujul, nimelt praeguse kihi magnetenergiana.
Praegused kihid ja rakud
IN üldine juhtumÜhendusvoolu leht on magnetoplasmastruktuur, vähemalt kahemõõtmeline ja reeglina kahemõõtmeline, kuna plasma voolab kihti sisse ja välja ortogonaalsetes suundades. Tavaliselt (eriti tugeva magnetvälja tingimustes) on kihi (2b) laius palju suurem kui selle paksus (2a). See on oluline, sest mida laiem on voolukiht, seda rohkem energiat võib see koguneda magnetvoogude vastasmõju piirkonda. Samal ajal, mida paksem on kiht, seda suurem on kogunenud energia hajumise (kao) kiirus. Need taasühendava voolu lehe põhiomadused moodustavad aluse silmapaistva Vene astrofüüsiku S.I. väljapakutud päikesepõletuse mudelile. Syrovatsky (1925-1979).
Riis. 3 - Lihtsaim mudel voolukihi taasühendamine - neutraalkiht.
2в - kihi laius; 2a - kihi paksus; Nooled näitavad plasma voolu suundi kihti sisse ja sealt välja.
Reaalses kolmes mõõtmes on tänu Päikese kosmoseuuringutele alles viimastel aastakümnetel selgeks saanud laiaulatuslike magnetväljade topoloogiliste omaduste ja taasühendamisprotsessis esinevate kineetiliste plasmanähtuste roll põletustes.
"Vikerkaar" ja "välk" Päikesel
Algselt peeti magnetvoogude vastastikmõju päikeseatmosfääris ainult fotosfääri alt koroonasse ilmuva uue magnetvälja tulemuseks. Päikese atmosfääris tõusev uus magnetvoog interakteerub vana, eelmise magnetvooga. Tegelikult on magnetvoogude vastastikmõju päikese atmosfääris palju enamat üldine nähtus. 1985. aastal pakkus artikli autor välja mudeli, mis ühendab fotosfääri pöörisplasma voolud spetsiaalsete magnetvälja joonte – eraldajate – ilmumisega koroonasse. Eraldaja ilmub fotosfäärilise neutraalse joone S-kujulise käänaku kohale, nagu vikerkaar jõe käänaku kohal. Sellised kõverad on väga tüüpilised suurte valgusraketide magnetogrammidele.
Riis. 4 - Aktiivse piirkonna magnetvälja mudel enne põlemist. Spetsiaalne liin magnetväli – fotosfäärilise neutraaljoone (NL) S-kujulise käänaku kohal olev eraldaja (X) on nagu vikerkaar jõe kohal. Pöörisvoog kiirusega V fotosfääris deformeerib fotosfääri neutraalset joont nii, et see võtab S-tähe kuju. V_ - koonduvad fotosfäärilised voolud (suunatud neutraaljoone poole); V|| - fotosfääri nihkevoolud (suunatud piki neutraalset joont). Paremal ülemine nurk näitab välja struktuuri separaatori läheduses, selle tipu lähedal: B_ - välja põikikomponendid (separaatoriga risti), B || - välja pikisuunaline komponent (suunatud piki separaatorit).
Väljastruktuuri poolest erineb separaator X-joonest ainult selle poolest, et see sisaldab magnetvälja pikikomponenti. Pikivälja B|| olemasolu ei keela muidugi uuesti ühendamise protsessi. See komponent on alati olemas piki separaatorit moodustatud taasühendamisvoolukihi sees ja väljaspool. See mõjutab välja B_ põikkomponentide taasühendamise kiirust ja sellest tulenevalt ka väljaenergia osakeste soojus- ja kineetiliseks energiaks muundamise protsessi võimsust. See võimaldab meil paremini mõista ja täpsemalt selgitada päikesepõletuse energia vabanemise iseärasusi.
Välklamp on kiire magnetiline taasühendamine, mis on nagu hiiglaslik välgunool mööda eraldajat "vikerkaart". Seda seostatakse tugevaga elektriväli(üle 10-30 V/cm) kõrge temperatuuriga (üle 10 8 K) turbulentse voolu kihis (HTLC), kandes tohutut elektrivoolu (umbes 10 11 A).
Primaarenergia vabanemine
Pilt põlengust kogu selle mitmekesisuses ja ilus (vt kaane lk 1) on VTTTS-i esmase energia vabanemise tagajärg. Mitmete energiaeralduskanalite olemasolu voolulehel (plasmavoolud, soojus- ja elektromagnetkiirgus, kiirendatud osakesed) määrab ära Päikese atmosfääri plahvatustest põhjustatud füüsikaliste protsesside mitmekesisus.
Riis. 5 – Raketid 15. aprillil 2002. RHESSI satelliidi röntgenteleskoobiga saadi pildid energiavahemikus 10-25 keV, mis vastab soojuskiirgus superkuum plasma:
a) vahetult enne impulsi faasi;
b) kõva röntgenkiirguse voo impulsi suurenemise ajal;
c) maksimaalse intensiivsusega; ülespoole liikuv allikas vastab koronaalmassi väljutamise (CME) algusele.
Taasühendatud magnetvälja jõujooned koos “superkuuma” (elektronide temperatuur üle 3x10 7 K) plasma ja kiirendatud osakestega liiguvad VTTTS-ist kiirusega suurusjärgus 10 3 km/s. RHESSI kosmoseobservatooriumi röntgenteleskoop tuvastas 2002. aasta 15. aprilli põlengu ajal koroonas kaks kõva röntgenkiirguse allikat. Üks neist asus kõrgel päikesejäseme kohal. Selle ülespoole liikumine vastas planeetidevahelisse ruumi koronaalse massi väljapaiskumise algusele. See väljutamine registreeriti koronagraafiga kell kosmoselaev"SOHO" 16. aprill 2002 (Maa ja Universum, 2003, nr 3). Teine kõva röntgenkiirguse allikas asus separaatori all. Kõva röntgenikiirguse energia ruumiline jaotus ja vastavalt kõige enam ruumiline jaotus kõrged temperatuurid põlengus on kooskõlas eeldusega, et allikate vahel on tõepoolest taasühendatav VTTTS.
"Teisesed" efektid vikerkaare all
Kui superkuum plasma järk-järgult jahtub, muutub see nähtavaks pehmemates röntgenikiirgustes. Separaatori all asuvas piirkonnas liigub see alla ja kohtub teise "kuuma" (elektronide temperatuur alla või umbes 3x10 7 K) plasmaga, mis voolab kiiresti ülespoole, kromosfäärist koroonasse.
Selle sekundaarse (kuid mitte väiksema) voolu põhjus on see, et VTTCS-i võimsad soojuse ja kiirendatud osakeste vood levivad kiiresti mööda uuesti ühendatud magnetvälja jooni ja soojendavad koheselt kromosfääri mõlemal pool fotosfääri neutraalset joont. Nii moodustuvad valguspaarid, mida vaadeldakse koroona ja kromosfääri vahelise üleminekukihi nähtavates kromosfäärijoontes ja UV-joontes. Kõrge temperatuurini kuumutatud kromosfääri ülemised kihid “aurustuvad” krooniks. Mõju kiire laienemine kuumutatud kromosfääriplasma kroonisse on selgelt nähtav röntgenikiirgus. "Kromosfääri aurustumine" (nagu seda nähtust nimetatakse) tekitab koos praeguselt lehelt voolava plasmaga sähvatussilmuste arkaade: pikki või lühikesi (nagu 15. aprilli 2002. aasta sähvatus).
Riis. 6 – Päikese hiiglaslik sähvatus (röntgenipunkt X17) 4. november 2003. Koroonas on selgelt näha sähvatussilmuste arkaad. Ekstreemsete ultraviolettkiirguse joonte 171 A kujutis saadi kosmoselaeva TRACE UV-teleskoobi abil.
Nagu juba märgitud, sisaldab pehme röntgen- ja UV-kiirgus märkimisväärset osa koguenergia rakette ja need on need, mis mõjutavad Maa atmosfääri ülemisi kihte. Pole üllatav, et sama kiirguse tohutud vood mõjutavad ka Päikese atmosfääri (Maa ja Universum, 1978, nr 1): kromosfääri ja fotosfääri, põhjustades päikeseplasma kuumenemist ja täiendavat ionisatsiooni. Kahjuks ei piisa tänapäevaste vaatluste täpsusest veel selliste peente mõjude uurimiseks.
Sekundaarsete nähtuste uurimine on ülioluline, et võrrelda leekteooria tulemusi vaatlustega, sest just primaarenergia vabanemise tagajärjed on kõige nähtavamad: näiteks kiirendatud elektronide tõmbumine kromosfääris muudab sähvatusribad kõvades nähtavaks. röntgenikiirgus.
Põletiku optiline emissioon on osa kromosfääri ja fotosfääri komplekssest hüdrodünaamilisest reaktsioonist võimsate laetud osakeste kiirte, soojusvoogude ja kõva elektromagnetilise kiirguse impulsskuumutamisele. Kahjuks pole siiani üheselt mõistetavaid teoreetilisi ennustusi seotud optiline kiirgus. "Vastuse" füüsiline pilt on liiga keeruline. Edusamme on saavutatud ainult kromosfääri impulsskuumutamise numbrilises simulatsioonis elektronkiirte abil. Arvutiarvutustega selgusid sähvatuse impulsi faasi eripärad: suure amplituudiga löök- ja soojuslainete teke, elektronide temperatuuri ja ioonide temperatuuri erinevus, võimas UV-kiirgus üleminekukihi joontes. Ent üldiselt on isegi nii piiratud vastuseprobleemi sõnastuses veel palju teha, et tagada arvutuste ja vaatluste tulemuste võrdlemine.
Riis. 7 – sähvatus, mis registreeriti 23. juulil 2003. Positiivselt ja negatiivselt laetud erineva energiaga osakesed langevad praeguselt lehelt kromosfääri erinevaid valdkondi. Pilt saadi kosmoselaevade TRACE ja RHESSI tehtud piltide peale asetamisel. Rohelise tausta jaotus saadi TRACE satelliidi UV-vaatlustest 90 m pärast põlengut; põlemisjärgsed aasad koroonas on nähtavad (mustad).
Esimesed gammakiirguse sähvatuste ruumilised vaatlused kosmoseobservatoorium RHESSI näitas, et kiirendatud elektronid ja kiirendatud ioonid tungivad kromosfääri erinevatesse piirkondadesse. See uus vaatluslik fakt, kuigi see nõuab täiendavat üksikasjalikku uurimist üldine ülevaade on kooskõlas oletusega osakeste esmasest kiirendusest elektrivälja toimel taasühendavas VTTTS-is. Positiivselt ja negatiivselt laetud osakesi kiirendab laiaulatuslik elektriväli vastassuundades ja vastavalt sellele kukuvad voolulehelt kromosfääri mööda erinevaid magnetvälja jooni. Kahjuks ei ole veel täpseid teoreetilisi arvutusi mõju kohta.
Enne haiguspuhangut
Mis eelneb haiguspuhangule? Mis ajahetkel see juhtub? Vaatleme neid küsimusi SAI MSU päikesefüüsika osakonnas väljatöötatava mudeli "Rainbow" näitel.
Alustame energia kogunemise protsessist enne põlengut. Peamised tegurid on siin fotosfäärilise plasma aeglased voolud magnetväljad. Neutraalsele joonele suunatud fotosfäärilisi voogusid nimetatakse tavaliselt konvergentseteks ja mööda seda voolu nihkevooludeks.
Ilmselgelt kipuvad koonduvad voolud fotosfäärilist plasmat ja sellesse "külmunud" magnetvälja neutraaljoone läheduses kokku suruma (koos plasmaga liikudes). See viib aeglaselt uuesti ühendava voolukihi moodustumiseni piki eraldajat. Sel juhul omandab magnetväli praeguse lehe liigse magnetenergia. Fotosfääris levivad nihkevoolud venitavad koroonas olevaid magnetvälja jooni separaatoriga paralleelses suunas.
Fotosfääri plasmavoogude poolt tekitatud kogu magnetenergia ülejääki koroonas nimetatakse "vabaks magnetenergiaks". Just see energia "eraldub" plahvatuse ajal täielikult või osaliselt, täpsemalt muundub see väljaenergiast soojus- ja kineetiline energia päikeseplasma osakesed.
Kuidas haiguspuhang tekib?
Rainbow mudel eeldab, et kiire taasühendamise protsess, st primaarenergia vabanemine põlemisel, algab selle tipu lähedal asuvast eraldajast.
Esimese väljaliinide paari uuesti ühendamise protsessis a uus rida. Sel juhul toimub vastava magnetvälja energia osa kiire muundamine plasmaosakeste energiaks. Kiirendatud osakesed väga lühikest aega lennata mööda taasühendatud väljajoont selle kromosfääri alusteni. Siin loovutavad nad oma energia: nad aeglustavad ja soojendavad kromosfääri plasmat, tekitades paari "heledaid punkte", mida nimetatakse "põletuste emissiooni tuumadeks".
Riis. 8 – selline näeb magnetväli välja enne põlemist:
a) magnetjooned f 1 ja f 1 "on voolulehele (RCL) kõige lähemal.
Nad ühendavad kõigepealt uuesti puhangu alguses.
b) särituse ajal magnetvälja kiire taasühendamise hetkel.
f 2 ja f 2 " on uued uuesti ühendatud magnetliinid.
P a ja P b on leekemissiooni tuumad. Nende näivaid nihkeid näidatakse roheliste nooltega.
Järgmise magnetvälja jõujoonte paari kiire uuesti ühendamine loob teise jõujoone ja uus paar heledad punktid. Ja Maal või kosmosejaamas viibivale vaatlejale näib, et mõlemad põlengu tuumad liiguvad üksteise poole.
Tegelikkuses ei hõlma taasühendamisprotsess põlengu korral loomulikult mitte kahte väljajoont, vaid kahte magnetvoog, mis suhtlevad üksteisega mitte ühes punktis, vaid kogu eraldaja ulatuses. Seetõttu ei tekita taasühendamine kahte heledad punktid kromosfääris, vaid kaks põletuspaela.
Rainbow mudel selgitab kahe efekti olemasolu vaadeldud sähvatusmustris. Esiteks peavad valguspaelad valguse ajal liikuma fotosfäärilise neutraalse joonega vastassuundades. Teiseks võivad heledusribade heledamad lõigud liikuda üksteise poole, kui vabaneda neutraalse joonega paralleelsete fotosfäärilise plasma nihkevoogude tõttu kogunenud magnetenergia.
Muidugi ei ole tõelised päikesekiired nii sümmeetrilised kui lihtsustatud mudelstruktuurid. Päikese aktiivsetes piirkondades kipub fotosfääri magnetvälja üks polaarsus teise üle domineerima. Kuid Rainbow mudel - hea alus võrrelda sähvatuste taasühendamise teooriat nende kaasaegsete mitme lainepikkusega vaatlustega.
Riis. 9 – sähvatus (röntgeniaste X5.7), 14. juuli 2000. Näidatud on eredaima kiirgusallika K1 asukoht vahemikus 53–93 keV vastavalt kõva röntgenteleskoobi HXT andmetele. Yohkoh satelliit kõva röntgenikiirguse purske alguses (kollased piirjooned) ja lõpus (sinised piirjooned). Roheline nool - kiirguse tsentroidi C nihkumine umbes 20 sekundi jooksul. Punane nool näitab suurima päikeselaigu P1 liikumist kahe sähvatusele eelneva päeva jooksul. See koosneb kahest osast: liikumine lihtsustatud neutraaljoone SNL suunas ja liikumine mööda seda.
Põletuse ajal toimub koroona magnetvälja kiire "stressi lõõgastumine". Nii nagu päästik vabastab kokkusurutud vedru, tagab taasühendamine sähvatuse ajal, et Päikese aktiivsesse piirkonda kogunenud liigne väljaenergia muundatakse kiiresti osakeste soojus- ja kineetiliseks energiaks.
Väljavaated haiguspuhangute uurimiseks
Päikesepõletuste uurimine on vajalik teaduslikult põhjendatud usaldusväärse prognoosi loomiseks lähikosmose kiirgusolukorra kohta. Selles praktiline probleem välguteooriad. Siiski on oluline midagi muud. Päikese sähvatusi tuleb uurida, et mõista kosmilise plasma erinevaid sähvatusnähtusi. Erinevalt teiste tähtede sähvatustest ja paljudest muudest sarnastest (või näiliselt sarnastest) mittestatsionaarsetest nähtustest universumis on päikesepursked ligipääsetavad kõige põhjalikumaks uuringuks peaaegu kogu elektromagnetilises vahemikus – kilomeetripikkustest raadiolainetest kõva gammani. kiired. Päikesepõletuste füüsika on omamoodi läbilõige paljudest kaasaegse füüsika valdkondadest: plasma kineetilisest teooriast kuni suure energiaga osakeste füüsikani.
Kaasaegsed kosmosevaatlused võimaldavad näha päikesepõletuse tekkimist ja arengut UV- ja röntgenkiirguses kõrge ruumilise, ajalise ja spektraalse eraldusvõimega. Tohutu vaatlusandmete voog põletuste ja nende poolt Päikese atmosfääris, planeetidevahelises ruumis, magnetosfääris ja Maa atmosfääris põhjustatud nähtuste kohta võimaldab hoolikalt kontrollida kõiki põletuste teoreetilise ja laboratoorse modelleerimise tulemusi.
6. septembril toimus Päikesel kaks sündmust võimsad välgud, ja teine neist osutus 12 aasta võimsaimaks, alates 2005. aastast. See sündmus põhjustas umbes tund aega kestnud häireid raadiosides ja GPS-signaali vastuvõtmises Maa ööpäevas.
Põhiprobleemid on aga alles ees
Päikesekiired - katastroofilised sündmused Päikese pinnal, mis on põhjustatud magnetilise taasühendamisest (taasühendamisest). elektriliinid, "külmutatud" päikeseplasmaks. Mingil hetkel purunevad äärmiselt keerdunud magnetvälja jooned ja ühenduvad uuesti uues konfiguratsioonis, vabastades kolossaalselt palju energiat,
päikeseatmosfääri lähimate osade täiendava kuumutamise ja laetud osakeste kiirendamise valguse lähedale.
Päikeseplasma on elektriliselt laetud osakeste gaas ja seetõttu on sellel oma magnetväli ning päikese magnetväljad ja plasma magnetväljad on üksteisega kooskõlas. Plasma Päikeselt väljaheitmisel lõpeb see magnetilised jooned jäävad pinna külge "kinnituks". Selle tulemusena venitatakse magnetilisi jooni tugevalt, kuni nad lõpuks pingest katkevad (nagu liiga palju venitatud elastne riba) ja ühenduvad uuesti, moodustades uue konfiguratsiooni, mis sisaldab vähem energiat - tegelikult nimetatakse seda protsessi liini taasühendamise magnetväljaks. .
Sõltuvalt päikesekiirte intensiivsusest klassifitseeritakse need ja sel juhul Räägime kõige võimsamatest välkudest - X-klassist.
Selliste rakettide käigus vabanev energia võrdub miljardite megatonnite vesinikupommide plahvatustega.
X2.2-ks klassifitseeritud sündmus leidis aset kell 11:57 ja veelgi võimsam, X9.3, toimus vaid kolm tundi hiljem kell 14:53 (vt veebisaiti Lebedevi Füüsika Instituudi röntgen-päikeseastronoomia labor)
aastal registreeritud tugevaim päikesepurske moodne ajastu, toimus 4. novembril 2003 ja klassifitseeriti kategooriasse X28 (selle tagajärjed ei olnud nii katastroofilised, kuna väljapaiskumine ei olnud suunatud otse Maale).
Äärmuslike päikesepursketega võivad kaasneda ka võimsad aine väljapaiskumised päikesekroonist ehk niinimetatud koronaalmassi väljapaiskumised. See on veidi erinev nähtus, Maa jaoks võib see kujutada endast suuremat või väiksemat ohtu, olenevalt sellest, kas emissioon on suunatud otse meie planeedile. Igal juhul on nende heitmete tagajärjed tunda 1-3 päeva pärast. See on umbes umbes miljardeid tonne ainet, mis lendab kiirusega sadu kilomeetreid sekundis.
Kui emissioon jõuab meie planeedi lähedusse, hakkavad laetud osakesed selle magnetosfääriga suhtlema, põhjustades olukorra halvenemist. kosmose ilm" Mööda magnetjooni langevad osakesed põhjustavad parasvöötme laiuskraadidel aurorasid, magnettormid põhjustavad satelliitide ja telekommunikatsiooniseadmete häireid Maal, halvenevad raadiolainete levimise tingimused ning ilmast sõltuvad inimesed kannatavad peavalude käes.
Vaatlejatel, eriti kõrgetel laiuskraadidel, soovitatakse lähipäevil taeval silma peal hoida, et näha eriti majesteetlikke auroraalseid sündmusi.
Lisaks võib Päike ise siiski anda välja uue fookuse ja puhkeda uute sähvatustena. Sama päikeseplekkide rühm, mis põhjustas kolmapäevased rakud – mida teadlased nimetavad aktiivseks piirkonnaks 2673 – tekitas teisipäeval mõõduka M-klassi sähvatuse, mis võib tekitada ka aurorasid.
Praegused sündmused on aga kaugel nn Carringtoni sündmusest – kõige võimsamast kogu vaatlusajaloo jooksul. geomagnetiline torm mis puhkes 1859. 28. augustist 2. septembrini täheldati Päikesel arvukalt laike ja sähvatusi. Briti astronoom Richard Carrington vaatles neist võimsaimat 1. septembril, mis tõenäoliselt põhjustas suure koronaalmassi väljapaiskumise, mis jõudis Maale rekordilise 18 tunniga. Kahjuks polnud tol ajal moodsaid seadmeid, kuid tagajärjed olid kõigile selged ka ilma selleta -
intensiivsetest auroradest ekvaatori lähedal kuni sädelevate telegraafijuhtmeteni.
Üllatav on see, et praegused sündmused toimuvad päikese aktiivsuse vähenemise taustal, mil saab läbi loomulik 11-aastane tsükkel, mil päikeselaikude arv väheneb. Paljud teadlased tuletavad aga meelde, et just aktiivsuse languse perioodil tekivad sageli kõige võimsamad puhangud, mis puhkevad justkui lõpus.
"Praeguste sündmustega kaasnes intensiivne raadioemissioon, mis viitab võimalikele koronaalmassi väljutamisele," ütles ta intervjuus. Teaduslik ameeriklane Rob Steenberg kosmoseilmaennustuskeskusest (SWPC). "Peame siiski ootama, kuni saame täiendavaid koronagraafipilte, mis seda sündmust jäädvustavad." Siis on võimalik anda lõplik vastus.»