Солнечный ветер (стр. 3 из 4)

Однако радиационный перенос солнечной энергии становится малоэффективным в верхних слоях Солнца. Дело в том, что по мере уменьшения температуры солнечного вещества степень его ионизации уменьшается и присутствие в нем нейтральных атомов водорода заметно снижает его прозрачность. Это, в свою очередь, приводит к еще более быстрому уменьшению температуры Солнца с расстоянием от центра, вследствие чего любой элементарный объем солнечного вещества, всплывающий из недр Солнца, обладает большей температурой меньшей плотностью, чем окружающая плазма, что приводит к развитию так называемой конвективной неустойчивости. Условия ее возбуждения уверенно выполняются в поверхностных слоях Солнца r > 0.86R_o [10], где энергия переносится главным образом в форме тепловой энергии плазмы, заключенной в элементах вещества, поднимающихся из недр Солнца. Развитие интенсивной турбулентности в поверхностных слоях Солнца не только обеспечивает перенос энергии к его поверхности, но и приводит к развитию явлений, играющих ключевую роль в солнечно-земной физике. Прежде всего развитие конвективной турбулентности в плазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн. Распространяясь в атмосфере Солнца, где плотность плазмы быстро уменьшается с высотой, звуковые волны трансформируются в ударные. Они эффективно поглощаются веществом, в результате чего температура последнего увеличивается, достигая величины (1-3) 10⁶ в солнечной короне. При этом значительная часть протонов в короне Солнца не может удерживаться его гравитационным полем, что приводит в непрерывному расширению короны в космическое пространство, то есть к генерации солнечного ветра.

Высокоскоростной солнечный ветер.

Как видно из данных, представленных в табл.1, высокоскоростной ветер характеризуется повышенной скоростью (около 700 км/с), пониженной плотностью плазмы (n=4 см^-3) и повышенной ионной температурой. Однако, прежде чем обсуждать возможные источники этих потоков, напомним, что существуют по меньшей мере два рода таких потоков: рекуррентные и магнитные.

Рекуррентные потоки.

Рекуррентные потоки высокоскоростного солнечного ветра отличаются прежде всего тем, что существуют в течение многих месяцев, регулярно появляясь в окрестностях Земли примерно через 27 дней (период оборота Солнца), что свидетельствует об относительно большом времени жизни их источников. В течение многих лет происхождение этих потоков оставалось загадкой, поскольку им не соответствовали какие-либо видимые особенности на поверхности Солнца. Однако в настоящее время можно считать доказанным, что обсуждаемые потоки зарождаются на Солнце в области так называемых дыр.

Корональные дыры отчетливо видны на фотографиях солнца, полученных с космических аппаратов, в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовым диапазонах солнечного излучения. (см.рис.6.), где они фиксируются как обширные области пониженной (в несколько раз) интенсивности излучения, простирающиеся от полярных широт до экватора или даже в противоположное полушарие. Протяженность корональных дыр по долготе составляет 30^о-90^о. Соответственно время прохождения корональной дыры через центральный меридиан Солнца (вследствие вращения последнего) составляет 4 – 6 суток, что вполне согласуется с длительностью существования соответствующих высокоскоростных потоков в окрестностях Земли [9]. Пониженная интенсивность рентгеновского излучения в области корональных дыр может определяться как пониженной плотностью плазмы в этих областях, так и ее пониженной температурой. Действительно, наземные наблюдения короны во время солнечных затмений показывают, что в короне существуют, особенно в высоких широтах, области с относительно низкой плотностью плазмы. В то же время и температура плазмы в области корональных дыр составляет около 0,8*10⁶ К, что существенно ниже температуры спокойной короны и плотность плазмы в корональной дыре составляет 0,25 плотности спокойной короны.

Таким образом, корональные дыры действительно представляют собой области пониженной плотности и температуры плазмы. Чем вызываются указанные особенности короны в этих областях, не совсем ясно. В связи с этим обращает на себя внимание то, что корональные дыры, как правило, совпадают с областями униполярного магнитного поля с квазирадиальными или слегка расходящимися силовыми линиями [11]. Открытые силовые линии магнитного поля не препятствуют радиальному расширению корональной плазмы, что может объяснить пониженную плотность последней в области дыр и увеличение скорости генерируемого в них солнечного ветра. Вместе с тем увеличение скорости солнечного ветра, обусловленное благоприятной конфигурацией силовых линий магнитного поля, не может компенсировать ее уменьшения, связанного с низкой температурой плазмы в рассматриваемых областях и для объяснения появления высокоскоростных потоков приходится предположить наличие в корональных дырах мощного источника МГД – волн. К сожалению, прямых подтверждений существования таких волн в области корональных дыр пока не получено.

Спорадические высокоскоростные потоки.

Второй тип высокоскоростных потоков в солнечном ветре – это кратковременные (время пробега мимо Земли t=1 – 2 суток), часто чрезвычайно интенсивные (скорость солнечного ветра до 1200 км/с) потоки, имеющие весьма большую долготную протяженность. Двигаясь в межпланетном пространстве, заполненным плазмой относительно медленного спокойного солнечного ветра, высокоскоростной поток как бы сгребает эту плазму, в результате чего перед его фронтом образуется движущаяся вместе с ним отошедшая ударная волна. Пространство между фронтом потока и фронтом отошедшей ударной волны заполнено плотной (несколько десятков частиц в 1 см³) и горячей плазмой.

Ранее предполагалось, что спорадические потоки в солнечном потоке обусловлены солнечными вспышками [9] и подобными явлениями. Однако в последнее время мнение на этот счет изменилось, и большинство исследователей, в особенности зарубежных, придерживается точки зрения, согласно которой спорадические высокоскоростные потоки в солнечном ветре обусловлены так называемыми выбросами.

Корональные выбросы, наиболее отчетливо наблюдаемые вблизи лимба Солнца, представляют собой некоторые относительно протяженные плазменные образования, движущиеся в короне Солнца вверх от ее основания. Вывод о том, что спорадические потоки в солнечном ветре связаны именно с корональными выбросами (или СМЕ), а не со вспышками, основан на следующих экспериментальных фактах:

1. Несмотря на статически значимую связь между спорадическими потоками и солнечными вспышками, однозначная связь между ними отсутствует, то есть, с одной стороны, наблюдаются вспышки, не вызывающие ударных волн, и, с другой – наблюдаются высокоскоростные потоки, не предваряемые вспышками.

2. Солнечные вспышки непосредственно не связаны с корональными выбросами.

Связь между межпланетными ударными волнами, корональными выбросами и солнечными вспышками детально исследовалась N.Sheeley и др. (1985), которые, в частности, показали, что 72% ударных волн, наблюдающихся на борту космического аппарата "Helios -1", были связаны с большими низкоширотными корональными выбросами. В то же время лишь 52% тех же ударных волн были связаны с солнечными вспышками.

В результате подробного анализа этих данных удалось показать [12,13], что если исключить из списка ударные волны, наблюдаемые за лимбом Солнца, то число волн, связанных со вспышками, возрастает до 85%, то есть, связь ударных волн со вспышками оказывается ничуть не хуже, чем с корональными выбросами. Кроме того, как показали Harrison и др.(1990), корональные выбросы (со скоростью порядка 1000 км/с), с которыми обычно связана межпланетная ударная волна, начинают свое движение в короне одновременно с началом вспышки.

Таким образом, вывод о непричастности солнечных вспышек к межпланетным ударным волнам представляется не совсем убедительным, и мы по-прежнему будем считать солнечные вспышки одним из основных источников высокоскоростных потоков в солнечном ветре.

Что касается механизма генерации самих вспышек (и, естественно, связанных с ними потоков), то наиболее популярной в настоящее время является предложенная в 1964 году Петчеком модель вспышки, основанная на гипотезе о магнитном пересоединении [14]. Развитие солнечной вспышки в рамках модели Петчека представлено на рис.7.

В этой модели силовые линии магнитного поля активной области оказываются, начиная с некоторого уровня, разорванными и образуют две силовые трубки с антипараллельными полями, разделенными токовым слоем. В некоторый момент из-за развития ионно-звуковой или ионно-циклотронной неустойчивости проводимость плазмы в некоторой точке 1 (рис.7,а) в плазменном слое резко падает, в результате чего токовый слой разрывается и силовые линии магнитного поля пересоединяются. Магнитная энергия быстро переходит в кинетическую и тепловую энергию

Плазмы и происходят интенсивный разогрев и ускорение плазмы (рис.7,б). Ускоренные частицы, двигаясь вдоль открытых силовых линий магнитного поля, покидают хромосферу и выбрасываются в межпланетное пространство (рис.5,в). При этом движущиеся вверх энергичные электроны, проходя через корону и взаимодействуя с ней, могут вызвать всплески радиоизлучения. Частота радиоизлучения вследствие уменьшения концентрации фоновой плазмы быстро уменьшается по мере движения электронов вверх (что соответствует так называемым всплескам радиоизлучения III типа)