радіовипромінювання Сонця
Для земного спостерігача Сонце явл. найяскравішим небесним тілом не тільки в оптич. діапазоні, але і в діапазоні радіохвиль. Атмосфера Землі пропускає радіохвилі з довжиною від дек. мм до десятків м. Дослідження Р.С. в цьому діапазоні довжин хвиль дозволяє зробити ряд важливих висновків про будову і фіз. св-вах сонячної атмосфери, а також про явища, пов'язаних зі спалахами на Сонці. Радіохвилі випромінюються гарячими, сильно іонізованних газами зовн. атмосфери Сонця. Ці розріджені гази, практично прозорі для видимого світла, виявляються непрозорими для радіовипромінювання з певними довжинами хвиль. Непрозорість зростає зі збільшенням концентрації вільних електронів і зменшенням темп-ри, а також зі збільшенням довжини хвилі. Хромосфера, к-раю має досить високу концентрацію електронів і темп-ру тис. К, непрозора для дециметрових і метрових хвиль; вийти з неї і досягти Землі можуть тільки сантиметрові хвилі. Метрові же хвилі можуть прийти тільки з лежачої вище більш розрідженій і гарячої сонячної корони з температурою T
1-2 млн. К. Оскільки хвилі різної довжини приходять від різних верств сонячної атмосфери, це дозволяє досліджувати св-ва хромосфери і корони по їх радіовипромінюванню. У радіодіапазоні розмір сонячного диска залежить від довжини хвилі, на к-рій ведеться спостереження: наметрових хвилях радіус Сонця більше, ніж на сантиметрових, і в обох випадках він більше радіуса видимого диска.
Залежність інтенсивності основних компонентів
радіовипромінювання Сонця (їх яркостной температури)
від частоти (довжини хвилі).
Р.С. включає теплову та нетепловую складові. Теплове радіовипромінювання, обумовлене зіткненнями електронів та іонів, що рухаються з тепловими швидкостями, визначає нижню межу інтенсивності радіовипромінювання "спокійного" Сонця. Інтенсивність радіовипромінювання приємно характеризувати величиною яркостной температури Tb. У разі випромінювання "спокійного" Сонця на сантиметрових хвилях Tb
10 6 До них (рис.). Природно, що для теплового випромінювання величина Tb збігається з кинетич. температурою шару, звідки випромінювання виходить, якщо цей шар непрозорий для даного випромінювання.
Подання про рівень радіовипромінювання "спокійного" Сонця явл. ідеалізацією, в дійсності ж Сонце ніколи не буває абсолютно спокійним: бурхливі процеси в сонячній атмосфері призводять до появи локальних областей, радіовипромінювання яких брало набагато збільшує спостережувану величину інтенсивності в порівнянні з рівнем "спокійного" Сонця. Освіта на поверхні Сонця центрів активності (факелів і плям) супроводжує появою над ними корональних конденсацій - щільних і гарячих, як би накривають активну область. Безпосередньо над плямами гаряча корона як би опускається до висот тис. Км, де напруженість магнітного. поля тис. Е. Тоді електрони крім випромінювання при зіткненні з протонами (гальмівне випромінювання) повинні випромінювати і при русі навколо магн. силових ліній (магнітотормозного випромінювання). Таке випромінювання обумовлює виникнення над активними областями яскравих "радіопятен", к-які з'являються і зникають приблизно в той же час, що і видимі плями. Оскільки плями змінюються повільно (дні і тижні), то настільки ж повільно змінюється радіовипромінювання корональних конденсацій. Пожтому його зв. повільно мінливих компонентом. Цей компонент проявляється в основному в діапазоні хвиль від 2 до 50 см. В основному він теж є тепловим, оскільки випромінюють електрони мають теплове розподіл швидкостей (Максвелла розподіл). Однак на певній стадії розвитку активної області в просторі між плямами наблюдаеют джерела, що мають, по-видимому, нетепловую природу.
Іноді в області конденсацій спостерігаються раптові посилення радіовипромінювання на тих же хвилях - сантиметрові сплески. Їх тривалість змінюється від неск. хв до десятків хвилин або навіть годин. Такі радіовсплесков пов'язані з швидким нагріванням плазми і прискоренням частинок в області сонячного спалаху. Збільшення темп-ри і щільності газу в конденсації може бути причиною генерації сантиметрових сплесків з Tb
10 7 -10 8 К. Більш інтенсивні сплески на сантиметрових хвилях обумовлені, по-видимому, циклотронним або плазмовим випромінюванням субрелятівістскіх електронів з енергією від десятків до сотень кеВ В вспалахо магн. арках.
Ще вище над корональними конденсації також спостерігається посилене радіовипромінювання, але вже на метрових хвилях (м) - т.зв. шумові бурі; вони можуть спостерігатися протягом чаосв і навіть днів. Тут багато сплесків тривалістю ок. 1 с (радіовсплесков I типу) у вузьких інтервалах частот. Це радіовипромінювання пов'язано з плазмової турбулентністю. к-раю порушується в короні над країнами, що розвиваються активними областями, що містять великі плями.
Викиди швидких електронів і ін. Заряджених частинок з області хромосферної спалаху викликають ряд ефектів в радіізлученіі активного Сонця. Самі звичайні з них - радіовсплесков III типу. Їх характерною особливістю явл. то, що частота радіовипромінювання змінюється з часом, причому в кожен момент часу воно з'являється відразу на двох частотах (гармониках), що відносяться як 2: 1. Сплеск починається на частоті ок. 500 МГц (см), а потім частота його обох гармонік швидко зменшується, приблизно на 20 МГц в 1 с. Весь сплеск триває бл. 10 с. Радіовсплесков III типу створюються потоком частинок, викинутих спалахом і рухомим через корону зі швидкістю \ approx 0,3 с. Потік збуджує коливання плазми (плазмові хвилі) на частоті, до-раю визначається електронної щільністю в тому місці корони, де потік в даний момент знаходиться. А оскільки електронна щільність зменшується при видаленні від поверхні Сонця, то рух потоку сопровождаетсяпостепенним зменшенням частоти плазмових хвиль. Частина енергії цих хвиль може перетворюватися в електромагнітного магн. хвилі з тією ж або подвоєною частотою, к-які і реєструються на Землі у вигляді радіовсплесков III типу з двома гармоніками. Як показали спостереження на КА, потоки електронів, поширюючись в міжпланетному просторі, генерують радіовсплесков III типу аж до частот 30 кГц.
Слідом за радіовсплесков III типу в 10% випадків спостерігається радіовипромінювання в широкому інтервалі частот з максимумом інтенсивності на частоті
100 МГц (м). Це випромінювання зв. радіовсплесков V типу, сплески тривають ок. 1-3 хв. Мабуть, вони також обумовлені генерацією плазмових хвиль.
При дуже сильних спалахах на Сонці виникають радіовсплесков II типу теж з мінливою частотою. Їх тривалість приблизно 5-30 хв, а діапазон частот 200-30 МГц. Породжується сплеск ударною хвилею. рухається зі швидкістю v
10 8 см / с. Ударна хвиля виникає в результаті розширення газу при сильнішого спалаху. На фронті цієї хвилі утворюються плазмові хвилі. Потім вони, також як і в разі радіовсплесков III типу, частково переходять в електромагнітного магн. хвилі. Подібність радіовсплесков II і III типів підкреслюється і тим, що для сплесків II типу теж характерно випромінювання на двох гармониках. При поширенні в міжпланетному просторі спалахової ударна хвиля продовжує генерувати радіовсплесков II типу на хвилях гектометрові і кілометрового діапазонів.
Коли сильна ударна хвиля досягає верхньої частини корони, з'являється безперервне радіовипромінювання в широкому діапазоні частот - радіовипромінювання IV типу. Воно схоже на радіовсплесков V типу, але відрізняється від останніх більшою тривалістю (іноді до дек. Ч). Радіовипромінювання IV типу генерується субрелятівістскімі електронами в щільних хмарах плазми з власним магнітним. полем, к-які виносяться у верхні шари корони. Зазвичай джерела радіовипромінювання IV типу піднімаються в короні зі швидкістю
дек. сотень км / с і простежуються до висот сонячних радіусів над фотосферою. Спалахи, з до-рими зв'язані інтенсивні сантиметрові сплески і радіовипромінювання II і IV типів на метрових хвилях, часто супроводжуються геофізіч. ефектами - підвищенням інтенсивності потоків протонів в навколоземному космич. просторі, припиненням радіозв'язку на коротких хвилях через полярні області, геомагнітними бурями і т.д. Радіовипромінювання в широкому діапазоні частот може бути використано для короткострокового прогнозування цих ефектів.
Практично всі зазначені типи сплесків мають різноманітну тонку структуру. Перерахованими типами сплесків не обмежується радіовипромінювання Сонця, однак описані вище компоненти явл. основними.
Літ .:
Каплан С.А. Елементарна радіоастрономія, М. 1966; Железняков В.В. Радіовипромінювання Сонця і планет, М. 1964; Каплан С.А. Пікельнер С.Б. Цитовіч В.Н. Фізика плазми сонячної атмосфери, М. 1977; Сонячна і сонячно-земна фізика. Ілюстрований словник термінів, пров. з англ. М. 1980.
(В.В. Фомічов, І.М. Черток)