Леонтий Иванович Мирошниченко, младший научный сотрудник Института земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн АН СССР (ИЗМИРАН); занимается различными аспектами исследования космических лучей. Автор около 20 научных работ по вопросам ускорения и распространения солнечных частиц в межпланетном пространстве; опубликовал по тем же вопросам ряд научно-популярных работ.

Что такое солнечная вспышка? Хотя оптические наблюдения вспышек ведутся уже более 80 лет, едва ли найдется астрофизик, который отважится сейчас ответить на этот вопрос вполне определенно. Можно лишь дать описание вспышки и перечислить сопровождающие ее явления.

Оптически вспышка наблюдается как быстрое увеличение яркости участка солнечной поверхности — до 0,5% площади видимой полусферы (рис. 1).

Оно продолжается десятки минут и обнаруживается главным образом в линиях водорода. Вспышка сопровождается выделением огромной энергии, которая расходуется на движение вещества в хромосфере и короне, рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучение, генерацию солнечных космических лучей (электронов, протонов и более тяжелых ядер). Выделение энергии в объеме вспышки 1028 -г- 1029 см3 достигает 1032 эрг.

Вспышки порождают целую цепочку вторичных явлений на Солнце, в межпланетном пространстве и около Земли. Некоторые из этих явлений непосредственно действуют на наши земные условия, например ухудшают радиосвязь на коротких волнах, вызывают возмущения магнитного поля Земли и др. Вместе с тем вспышки, как пример быстрого превращения магнитной энергии в энергию ускоренных частиц, могут пролить свет на ряд фундаментальных проблем астрофизики и физики космических лучей. Интереснейшие задачи ставит это явление также перед физической теорией плазмы.

Ускорение частиц — один из неизбежных процессов, происходящих во время солнечных вспышек. Ситуация в этой части исследований, однако, осложняется тем, что ускорение частиц происходит, по-видимому, не только на Солнце, но и вблизи него — в межпланетном пространстве, вплоть до пограничной области солнечного ветра, а также в магнитосфере Земли. Природа весьма богата источниками и механизмами ускорения, и задача исследователей заключается прежде всего в том, чтобы «не утонуть» в многообразии данных, теорий и гипотез.

В настоящее время имеется обширная информация о каждом из перечисленных выше проявлений вспышки. Однако о природе этого явления нет единого мнения; высказываются различные взгляды даже на причинную последовательность процессов. Борьба мнений идет вокруг двух основных вопросов: как и в какой форме накапливается энергия в области вспышки и какой механизм обеспечивает выделение энергии за короткое время порядка 102 -г- 103 сек.?

Известно, что из всех форм энергии в атмосфере Солнца только магнитная энергия имеет достаточную мощность для генерации вспышки. Это обстоятельство фактически и послужило решающим аргументом в пользу магнитной модели вспышки, успешно развиваемой С. И. Сыро- ватским с 1965 г. В его модели в качестве причины вспышки служит диссипация (рассеивание) энергии магнитного поля вблизи его нулевых линий (рис. 2). В простейшем случае нулевая линия возникает в результате наложения магнитного поля развивающейся биполярной группы пятен и квазиоднородного поля Но, создаваемого соседними пятнами или активной областью в целом.

Поскольку пятна перемещаются, картина силовых линий магнитного поля будет со временем изменяться. Вместо нулевой линии в плоскости, перпендикулярной плоскости чертежа, возникает тонкий слой электрического тока (токовый слой), который разделяет области противоположно направленного магнитного поля (рис. 3). При этом по краям токового слоя образуются два «волокна» уплотненной плазмы, параллельные нулевой линии и отодвигающиеся от нее со скоростью расширения токового слоя. Именно такая структура наблюдается в мощных солнечных вспышках.

Изучением этой двухволокнистой структуры занимались многие астрономы. В частности, Л. Крживский (ЧССР) обратил внимание, что в начальной фазе мощной вспышки образовавшиеся волокна напоминают букву V, или даже скорее Y. Эту Y-фазу вспышки чехословацкий астроном считает необходимым условием генерации и испускания солнечных космических лучей (рис. 4).

Модель Сыроватского позволяет, прежде всего, понять, откуда берется энергия вспышки. Это — избыточная магнитная энергия, связанная с током, протекающим в токовом слое. В зависимости от конкретных условий в области токового слоя процесс диссипации магнитной энергии, т. е. превращения ее в другие виды энергии, может варьировать от слабого разогрева отдельных областей хромосферы и короны до очень мощных вспышек. В этом смысле можно рассматривать две фазы развития вспышки — «спокойную» и «взрывную».

Спокойная фаза сопровождается возникновением турбулентного токового слоя, появлением двухволокнистой структуры, разогревом электронов до высоких температур и соответствующим тепловым рентгеновским излучением. Возможно, в этой фазе появляется также некоторое количество убегающих тяжелых частиц— протонов и более тяжелых ядер.

Большой интерес представляет взрывная фаза вспышки, когда происходит ускорение частиц до энергий 10® -г- Ю10 эв (для протонов). Эта фаза, по-видимому, соответствует резкому переходу от спокойной квази- стационарной картины к нестационарной в результате разрушения некоторой части слоя и локального обрыва тока (рис. 5). Обрыв тока может вызвать появление сильного электрического поля. Это поле, действуя в сравнительно малом объеме, способно за короткое время ускорить огромное количество частиц. В случае тонкого токового слоя, окруженного разреженной плазмой, разрыв слоя может происходить либо из-за достижения предельной токовой скорости в некоторых частях слоя, либо вследствие неустойчивости тока.

Возникающее при разрыве слоя электрическое поле ускоряет все частицы самой плазмы, предварительно разогретой в период спокойной фазы вспышки. При этом все частицы, независимо от их заряда и массы, получают одинаковое «приращение» их магнитной жесткости R, которая пропорциональна импульсу частиц.

Самым примечательным за последние годы событием в изучении солнечных вспышек, пожалуй, можно считать возникновение и развитие идеи о том, что магнитная энергия вспышки передается прежде всего ускоренным частицам (электронам, протонам и более тяжелым ядрам). Все дальнейшие процессы, связанные со вспышкой, представляют собой, по-видимсму, трансформацию энергии ускоренных частиц в энергию других видов излучения. В этом отношении чрезвычайно интересные новые экспериментальные данные и теоретические соображения были приведены на семинаре в Ленинграде в декабре 1970 г.

Прежде всего это касается солнечных электронов. К. Андерсон (США) по измерениям на спутнике «ОГО-5» (Орбитальная геофизическая обсерватория) в 1968 г. привел следующие оценки количества электронов, их полной энергии и различного рода потерь в случае не очень мощных солнечных вспышек. Если полное число электронов, ускоренных во вспышке до энергий 5^20 кэв, составляет в среднем З*103\ то лишь 0,1—1 % из них могут выйти в межпланетное пространство. При этом если суммарная энергия электронов в источнике равна 3-1028 эрг, то на долю злектронов, вырвавшихся в межпланетное пространство, приходится всего около 102С эрг. Самый эффективный механизм потерь энергии в солнечной атмосфере — столкновения электронов с ионами. Электроны теряют в этих столкновениях 2-102? эрг, т. е. две трети своей суммарной энергии; остальная энергия расходуется на торможение в магнитном поле и другие виды потерь. Эти данные, подтверждаемые результатами измерений других исследователей (например, Р. Лина и X. Хадсона, С. Кэйна и Р. Доннелли), позволяют нарисовать следующую картину процессов во вспышке.

В области, где произошел локальный обрыв тока и возникло сильное электрическое поле, ускорение электронов происходит в течение 10—100 сек. до энергий 5^10 кэв. За счет различных механизмов потерь эти электроны дают всплески жестких рентгеновских лучей с энергией больше 10 кэв и длиной волны короче 10 А, мягкое рентгеновское излучение с энергией 10 кзв и длиной волны 30 А (это излучение называют также крайним ультрафиолетовым) и микроволновые радиовсплески. Таким образом, энергичные электроны представляют собой связующее звено между различными видами излучения вспышек.

Имеется предположение (3, Шве- стка, ЧССР), что наблюдаемое иногда «белое» свечение вспышек может быть обусловлено протонами, уходящими из области ускорения «вниз» — в фотосферу Солнца. Белое свечение вспышки очень кратковременно, однако его энергия сравнима с энергией излучения в линии На. Некоторые авторы (К. Найита, Япония и Ф. Орралл, Гавайи) также рассматривают белую вспышку как разогрев фотосферы ускоренными протонами. Индикатором этого вторжения протонов могут быть нейтроны (продукты ядерных реакций в фотосфере), которые, однако, пока не удалось уверенно зарегистрировать вблизи орбиты Земли, вероятно из-за их крайне малой интенсивности.

Таким образом, модель Сыроват- схого позволяет объяснить основные особенности спокойной фазы солнечных вспышек и намечает возможные пути интерпретации взрывной фазы. Вместе с тем достаточно снова взглянуть на фотографию типичной вспышки (см. рис. 1), чтобы понять всю сложность интерпретации этого явления. Несомненно, в атмосфере Солнца имеются возможности для быстрой диссипации энергии магнитного поля. Однако конкретные условия возникновения вспышек могут настолько отличаться от случая к случаю, что одной моделью невозможно объяснить всю совокупность экспериментальных фактов. Некоторые типы радиовсплесков, например так называемые всплески II типа, нельзя объяснить излучением ускоренных электронов. Скорее всего, эти всплески обусловлены трансформацией энергии ударных волн, генерированных вспышками.

Вторая трудность, которую испытывает модель вспышки с токовым слоем,— это длительное свечение в рентгеновском диапазоне (столь же длительное, как и в оптической области). Оно зафиксировано, например, группой американских исследователей для мощной вспышки 25 мая 1967 г. по измерениям на спутниках типа «ОГО». Этот результат указывает на относительно длительное энерговыделение при вспышке (в противоположность кратковременному энерговыделению в модели вспышки с токовым слоем).

Имеются также многочисленные данные о длительно существующих потоках солнечных протонов малой энергии (0,5—10 Мэв), которые регистрируются иногда на протяжении нескольких оборотов Солнца. При этом создается впечатление, что протоны таких энергий непрерывно (или, во всяком случае, длительное время) ускоряются каким-то неизвестным механизмом в одной и той же области Солнца.

Одним из нерешенных вопросов теории вспышек является высота их возникновения или, другими словами, высота образования токового слоя. Это немаловажный вопрос, поскольку плотность газа в атмосфере Солнца существенно зависит от высоты. В свою очередь, плотность газа влияет на мощность и другие свойства различных видов излучения. Возможно, на Солнце имеются две области атмосферы, где может происходить ускорение: одна — с высокой (в хромосфере), а другая — с довольно низкой плотностью (в короне). В области с низкой плотностью одинаково ускоряются все ядра (рис. 6). В области с высокой плотностью ускоряются преимущественно протоны, а более массивные ядра ускоряются хуже, поскольку в плотной атмосфере они быстрее теряют свою энергию при столкновениях с частицами среды. Таким образом, в зависимости от высоты области ускорения в атмосфере Солнца должно меняться соотношение между потоками протонов и более тяжелых ядер по измерениям у Земли. Этот эффект действительно наблюдался для нескольких вспышек, причем отношение потока протонов к потоку ядер гелия менялось от 1 до 50, Кроме того, имеются независимые радиоастрономические данные о том, что вспышки могут происходить как в хромосфере, тек и в нижней короне («хромосферные» и «корональные» вспышки).

Существуют, кроме того, известные трудности в определении и объяснении спектра ускоренных протонов и электронов. Если ускорение частиц происходит в электрическом поле, то спектр ускоренных частиц по жесткостям должен иметь вид —-e_RR, где R0 — характеристическая жесткость, одинаковая для электронов, протонов и более тяжелых ядер. Многие данные говорят о том, что спектр ускоренных протонов действительно можно описать экспоненциальной функцией, однако лишь в ограниченном интервале сравнительно небольших значений R. С другой стороны, в области больших жесткостей для описания спектра пригодна степенная функция ~ R“v, причем показатель степени у, по-видимому, плавно уменьшается при переходе в область меньших R. Впрочем количество известных сейчас спектров в источнике (во вспышке) довольно мало, данные весьма разрозненны, а их точность недостаточна для каких-либо окончательных выводов. Виной тому — сложный характер распространения частиц в межпланетном магнитном поле, из-за чего на пути частиц от Солнца к Земле сильно искажается их истинный спектр в источнике.

Несмотря на многие трудности, теперь уже достигнут значительный прогресс в понимании механизмов ускорения частиц на Солнце, а нынешнее состояние вопроса внушает астрофизикам уверенность в успехе дальнейших исследований.

10 июня 1971 года.