1tom - 0273.htm
344
с и
постью этих холодных авсзд внезапно появляется об- УФ-излучения вспышки, Оптич. излучение скорее всего ласть горячего, ионизованного и быстровыснечиваю- возникает как нторнчпый эффект ндали от сердцевины щегося газа. Электронная темп-pa и концентрация вспышки, гл. обр. в основаниях рентг. и УФ-нотель. горячего газа близки к соответств. величинам но нспыш- Оти петли и являются наблюдаемой частью источника ках на Солнце, а скорости внутр. дшшепий газа не пре- энергии вспышки, вытают песк. сотен км/с. Возмущения, вызванные вспышкой, охватывают зв╦здную атмосферу по всей высоте ≈ от фотосферы до короны (см. Вспышка на
Отличие аноздлых вспышек от солнечных количественное: В. и. при мощных вспышках излучают на 2≈4 порядка величины больше анергии, в ср. зв╦здные вспышки более скоротечны, плотности хромосферы и корогты В. з. выше и вспышки охватывают большую часть поверхности, чом на Солнце. Г> конечном сч╦те солнечную активность и актишюсть В. з. определяют конвекции и связанные с движущимся веществом маги, поля (копвектинпыс зоны у В. з. глубже, чем у Солнца, а энергия магм, полей иылш). Исследования показали, что возраст известных В. з. от 105 до 1010 лет, прич╦м: с возрастом вспышечная активность звезды ослабевает. Абс. максимум вспышсчной активности, приходится па зв╦зды спектрального класса К.
Лит.: Г г р ш б t: р г Р. К., Вспыхипмютцип явелды малых масс, М-, 1978; Вспыхивающие 31>о;)Ды и родстирнныо объекты, Ир,, 1986. Р. К. Гершберг. ВСПЫШКА НА СОЛНЦЕ ≈ нестационарный процесс
в атмосфере Солнца, представляющий собой самое мощное из всох проявлений солнечной активности. В больших В. п. С. выделение энергии достигает
350
Рис. 1. Солнечная попытка, наблюдаемая в пиле двух лент в водородной линии н . Штриховой линией отмечена нейтраль-
СС
пая линия фотосфсрного магнитного поля (линия, на которой нормальный jc иоиерхности Солнца компонент магнитного ноли
равен пулю).
(1≈3}*10ЯЗ эрг за время порядка II)3 с, что соответствует ср. мощности (1≈3)-102!> эрг-с≥1. В отд. моменты времени шюрговыделеиле может я неск. раз превышать указанные значения. OCLI. часть анергии вспышки выделяется в виде выбросов плазмы, движущихся н солнечной короне и межпланетном пространстве со скоростями до 1000 км-с"1, потоков ускоренных до гигантских энергий частиц, жесткого :чл.~магп. излучения. Обычно мощная вспышка наблюдается как увеличение яркости участка хромосферы Солнца, н свете лромосфер-EIUX линий, к-рое охватывает большую площадь (иногда до 10~я площади видимой полусферы Солнца) в виде двух вспышечных лент (рис. 1). Как правило, эти ленты расположены в областях маги, полой противоположной полярности, ТЗ.н. С., если иметь в виду е╦ гл. процесс, представляет собой специфически короналыюе, а не хромосферное явление. Это следует ужо иа относительно большой (^90% полного излучения) роли рентг. и
Рис. 2. Модель магнитного поля для четыр╦х пятен попарно противоположной полярности. Магнитные потони разделены граничной поверхностью, состой шей из двух куполов. Каждый ии атих куполов опирается на замкнутую граничную линию и фотосфере. Купола лерегг'каютсл в пространстие но предельной силовой линии (жирная линии) л делят пространство на четыре области, а магнитное поле соответственно на четыре независимых потока. Предельная еиловпя линия является общей для этих потоков, Она ('пускается к фотосфере в нулевых точках X, и Xъ- Штрихпунктиром отмечена нейтральная линия фотосфсрного магнитного поля.
Базирующиеся на паблюдат. данных теоретич. модели свидетельствуют в пользу предположения, что главный вспъпнечиый процесс обусловлен лакоплонием свободной магнитной анергии в верх, хромосфере и ниж, короне. Под свободной здесь понимается маги, анергия, избыточная по сравнению с энергией нотелц. поля, имеющего то же источники в фотосфере. Возникновение такого иабытка может осуществляться раул, путями. Один n;i ][iix, напр.т такой. Медленные движении источников (токов) под фотосферой непрерывно изменяют магнитное поло i; атмосфере Солнца. В лек-рый момент оно может стать достаточно сложным ≈ будет содержать т, н. продельную силовую линию (рис. 2), Ота линия ≈ важная топологич. особенность поля, поскольку она является общей для взаимодействующих магн. потоков. Черея предельную линию происходит перераспределение магн, потоков, к-рое необходимо для того, чтобы магн. поле оставалось потенциальным при изменении его источников в фотосфере. R присутствии солнечной плапмы, к-рая обладает высокой про-нодимоетыо, предельная линия играет ту же роль, что и пулевая линия маги, поля (риг. 3), хороню изученная экснорим. к теоретич. методами в рамках двумерных моделей. С момента появления такой лилии алектрнч.
Рис. 3. Формироиатптс токового слоя на нулевой линии магнитного ноли: а ≈ силовые линии магнитного поля в окрестности нулевой линии А^-тина, которая перпендикулярна плоскости рисунка идоль нулевой линии электрическое поле); о ≈ тоновый слой,
да нулевой линии.
поле, индуцируемое нхменслнлмтт маги, поля, выбывает вдоль не╦ ток. Последний из-зн изиимодийсткил с маги, полем принимает фоушу токоного слоя. В условиях высокой проводимости токовый слой препятстиует перераспределен ню маги, потоков. В результате происходит накопление энергии н лнде маги, анергии токового слоя ц атмосфере Солнца.
")
}
