Солнечная вспышка

Впервые солнечную вспышку наблюдали 1 сентября 1859 года британские астрономы Ричард Кэррингтон и Ричард Ходжсон (1804—1872) в виде разрозненных белых пятен неправильной формы^[8].

Электромагнитное излучение солнечных вспышек наблюдается в широком диапазоне спектра — от километровых радиоволн до высокоэнергичных гамма-лучей — с помощью наземных и орбитальных обсерваторий, а также межпланетных космических аппаратов. Интенсивность всех этих видов излучения сначала быстро возрастает и в течение нескольких минут достигает максимума, после чего на протяжении нескольких десятков минут постепенное ослабевает^[9]. Обычно вспышки обнаруживаются как значительные увеличения яркости участков поверхности Солнца в свете хромосферных спектральных линий (в частности, в линии водорода Н_α). Почти одновременно с этим осуществляется непосредственное детектирование ускоренных в процессе вспышки электрически заряженных частиц (электронов, протонов и атомных ядер более тяжёлых химических элементов) и наблюдаются выбрасываемые в межпланетное пространство облака намагниченной плазмы (корональных выбросов массы). Спустя некоторое время регистрируются вызываемые вспышками вторичные атмосферные, ионосферные и геомагнитные эффекты (полярные сияния, геомагнитные бури и др.)^[1].

Энергия, выделяющаяся при солнечной вспышке, может принимать различные значения в широком диапазоне — от ~10¹⁷ Дж (нижний предел обнаружимости современными средствами) до ~10²⁵—10²⁶ Дж^[10][11]. Таким образом, энерговыделение самых слабых наблюдаемых вспышек в 10⁹ раз меньше энерговыделения крупных вспышек, в связи с чем такие слабые вспышки называют нановспышками. Энергия, выделяемая во время крупной солнечной вспышки, равная нескольким 10²⁵ Дж, или ~10 млрд мегатонн в тротиловом эквиваленте, примерно в 100 раз превышает тепловую энергию, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных на Земле запасов нефти и угля^[1][2], и соответствует общему мировому потреблению энергии за 100 тысяч лет (при экстраполяции годового потребления по состоянию на 2020-е годы, составляющего около 160 ТВт ⋅ час ≈ 6 ⋅ 10²⁰ Дж^[12]).

Чем больше энерговыделение, тем реже такие вспышки происходят. Так, частота возникновения вспышек с энерговыделением 10¹⁷ Дж и чуть выше составляет около миллиона в сутки, в то время как самые крупные наблюдаемые вспышки с энергией ~10²⁶ Дж происходят не чаще одного раза в десятилетие^[10]. Распределение солнечных вспышек по их энерговыделению описывается единым степенным законом (убывающей степенной функцией). Это говорит о том, что при всём своём огромном многообразии солнечные вспышки вызываются единым физическим механизмом, который определяет их природу и работает в очень широком диапазоне условий^[3]. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего цикла солнечной активности.

Солнечная вспышка длится примерно от 10 до 10³ секунд. Средняя за этот период мощность энерговыделения равна ~10²² Вт (что составляет всего лишь около 0,01 % от общей светимости Солнца). Продолжительность взрывной (импульсной) стадии вспышки обычно не превышает нескольких минут, а мощность энерговыделения в это время достигает существенно бóльших значений^[3][1][2].

Основная часть энергии вспышки выделяется в виде:

• кинетической энергии выбросов плазмы, движущихся в солнечной короне и межпланетном пространстве со скоростями до ~1000 км/с;
• ударных волн;
• потоков частиц солнечных космических лучей, ускоренных до гигантских скоростей (~10⁵ км/с) и энергий (иногда десятки ГэВ);
• ультрафиолетового и низкочастотного (мягкого) рентгеновского излучения^[1].

Наземные наблюдения солнечных вспышек в основном ведутся в спектральной линии излучения водорода Н_α, магниточувствительных линиях нейтральных атомов железа (Fe I), линиях H и K ионизованного кальция. Самые мощные вспышки наблюдаются также в непрерывном спектре (белом свете)^[3][9][13]. В видимом диапазоне спектра вспышки обычно имеют вид двух вспышечных лент (рис. 2), расположенных в хромосфере, в областях с противоположной полярностью магнитного поля^[14][6].

Наблюдения Солнца с космических аппаратов показали, что во время солнечных вспышек поток энергии от него в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах увеличивается в тысячи раз. Этот факт свидетельствует о том, что солнечная вспышка — явление, происходящее преимущественно в короне Солнца^[3]. Данные наблюдений и основанные на них теоретические модели свидетельствуют в пользу того, что источник энергии солнечной вспышки обусловлен накоплением и последующим быстрым выделением избыточной энергии неоднородного магнитного поля в верхней хромосфере и нижней короне Солнца^[15][2], на высоте несколько десятков тысяч километров над фотосферой^[16].

Солнечные магнитные поля генерируются в конвективной зоне Солнца вследствие гидромагнитного динамо и поднимаются в солнечную атмосферу в виде петель (или арок) магнитных силовых линий, которые выходят из-под фотосферы в одном её участке и уходят под фотосферу в другом участке, расположенном неподалёку от первого. В участках фотосферы, пересекаемых магнитными силовыми линиями, образуются солнечные пятна, которые имеют более низкую температуру (~4300 К), чем фотосфера в среднем (~5800 К), и поэтому кажутся тёмными на фоне окружающих областей фотосферы^[17]. Пятна чаще всего образуют биполярные группы, в которых два самых крупных пятна имеют противоположные магнитные полярности, то есть направления магнитного поля (в одном пятне магнитные силовые линии выходят из-под фотосферы, а в другом — уходят под неё)^[18][19]. Вокруг них обычно наблюдается несколько более мелких пятен. Вершины этих магнитных петель находятся в хромосфере или короне Солнца^[17]. Вдоль магнитных петель часто формируются области повышенной плотности и температуры плазмы — корональные петли и аркады^[20] (рис. 3).

Вспышки возникают в хромосфере и нижней короне Солнца, чаще всего в небольшой области между солнечными пятнами (в проекции на фотосферу), вблизи границы раздела полярности сильных магнитных полей^[9]. Современные наблюдения в разных диапазонах электромагнитного спектра свидетельствуют о том, что источник энергии солнечных вспышек расположен над аркадой корональных петель^[3].

Время от времени в активных областях Солнца над группами солнечных пятен (например, при тесном сближении двух пятен противоположной магнитной полярности или двух биполярных групп) появляются области с очень крутым градиентом (перепадом) магнитного поля, при котором магнитное поле меняет знак на очень небольшом расстоянии^[21]. В этой области происходит накопление избыточной энергии сильно неоднородного магнитного поля. В какой-то момент при встрече магнитных полей противоположной направленности происходит пересоединение силовых линий магнитного поля, вследствие чего за короткое время напряжённость и градиент магнитного поля уменьшаются, а его конфигурация значительно упрощается^[22][21] (магнитное пересоединение может быть спровоцировано также перекручиванием магнитной петли вследствие сдвига её оснований относительно друг друга^[16]). При этом избыточная магнитная энергия переходит в тепловую энергию (нагревая плазму до температуры в ~10⁷—10⁸ К) и в кинетическую энергию ускоренных заряженных частиц (солнечных космических лучей) и облаков плазмы (корональных выбросов массы)^[22][21].

Нагретая до столь высоких температур плазма испускает мощное тепловое электромагнитное излучение, в том числе в ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах спектра^[22][21]. На изображениях солнечных вспышек в мягких рентгеновских лучах выделяется яркое ядро вспышки и окружающее его диффузное свечение. Ядро расположено между солнечными пятнами, в вершинах магнитных арок, соединяющих пятна противоположной магнитной полярности^[23]. Через несколько минут или десятков минут газ остывает и рентгеновское излучение прекращается^[24].

Помимо теплового излучения нагретой плазмы при вспышке возникает вторичное нетепловое излучение в радио- и жёстком рентгеновском диапазонах, образующееся вследствие взаимодействия ускоренных заряженных частиц с магнитными полями активной области и с веществом хромосферы и короны. Так, из-за торможения быстрых электронов солнечных космических лучей в магнитных полях и в результате столкновений с частицами хромосферы через несколько минут после начала вспышки образуется жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны в несколько ангстремов^[22]. Эти же электроны ответственны за генерацию микроволнового радиоизлучения на данной стадии вспышки^[25]. Прохождение солнечных космических лучей через хромосферу и корону вызывает колебания их плазмы с определённой частотой, которые порождают сильное радиоизлучение той же частоты, постепенно уменьшающейся со временем^[22].

Весь процесс вспышки имеет характер взрыва, сопровождающегося сильным сжатием вещества в некотором объёме хромосферы. Общее количество выделяемой при этом энергии при крупной вспышке достигает 10²¹—10²⁵ Дж. Примерно половину этой энергии уносят корональные выбросы массы и ударные волны, ещё четверть — движения вещества хромосферы, оставшаяся четверть приходится на солнечные космические лучи, а также оптическое, ультрафиолетовое и рентгеновское излучение^[22].

Солнечная вспышка затрагивает все слои солнечной атмосферы — над и под областью первичного энерговыделения^[21]. Часть ускоренных вспышкой заряженных частиц уходит в направлении от Солнца — в межпланетное пространство — и регистрируется на Земле как солнечные космические лучи. Другая часть уходит вдоль силовых линий магнитных петель в противоположном направлении — к их основанию, то есть в более плотные слои атмосферы Солнца, где возникает нагрев вещества, приводящий к его свечению^[3]. Это свечение наблюдается в виде двух почти параллельных неровных лент повышенной яркости хромосферы Солнца (т. н. вспышечных лент), расположенных в областях с противоположной полярностью магнитного поля^[3][24] (рис. 5). Их длина может достигать десятков тысяч километров^[26]. Таким образом оптическое излучение солнечной вспышки, наблюдаемое в виде вспышечных лент, представляет собой лишь вторичное явление^[14].

Между вспышечными лентами пролегает нейтральная линия фотосферного магнитного поля. Вдоль этой линии компонент магнитного поля, перпендикулярный к поверхности Солнца, равен нулю^[14], то есть она служит границей областей различной полярности магнитного поля^[24]. Нейтральная линия остаётся тёмной, поскольку она не связана магнитными силовыми линиями с областью основного энерговыделения вспышки и потому потоки быстрых частиц к ней не поступают^[27].

Солнечные вспышки классифицируют по мощности энерговыделения. Существуют две классификации вспышек — оптическая и рентгеновская. Традиционно энергию вспышки определяли по её наблюдаемым характеристикам в видимом диапазоне электромагнитного спектра — по произведению площади свечения в линии излучения водорода Н_α (характеризующего нагрев нижней хромосферы) на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника энергии вспышки^[28]. По значениям площади и яркости была разработана шкала оптических баллов (классов) вспышек: площадь характеризовалась цифрой от 1 до 4 (в порядке возрастания), а яркость — буквой S (small), N (normal) или B (bright). Например, по этой шкале типичная мощная вспышка характеризуется оптическим баллом 3B^[29].

Впоследствии определение мощности энерговыделения вспышек и их классификацию стали проводить по яркости производимого ими рентгеновского излучения. Выбор рентгеновского диапазона обусловлен более точной фиксацией процесса: если в оптическом диапазоне даже крупнейшие вспышки увеличивают излучение на доли процента, то в области мягкого рентгеновского излучения — на несколько порядков, а жёсткое рентгеновское излучение спокойным Солнцем не создаётся вообще и образуется исключительно во время вспышек. В 1970 году американским астрономом Даниэлем Бейкером была предложена рентгеновская классификация вспышек, первоначально основанная на измерениях спутников Solrad^[30]. С 1977 года рентгеновское излучение всего диска Солнца регулярно регистрируется научными спутниками серии GOES в диапазоне длин волн 1—8 Å (а с 1988 года также и в более жёстком диапазоне 0,5—4 Å)^[31]. С тех пор рентгеновская классификация основывается на патрульных однородных измерениях амплитуды всплеска теплового рентгеновского излучения в диапазоне энергий 0,5—10 кэВ главным образом с помощью спутников GOES^[28].

По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл — обозначение из латинской буквы и численного индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X — в порядке возрастания величины достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения^[4][32]:

Числовой индекс уточняет значение интенсивности вспышки и равен мантиссе в экспоненциальной записи величины пиковой интенсивности рентгеновского излучения, то есть он может принимать от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более — для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года имеет балл M8.3, что соответствует пиковой интенсивности 8,3 × 10⁻⁵ Вт/м². Самой мощной (по состоянию на 2025 год) зарегистрированной с 1976 года вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28^[33][34]; таким образом, интенсивность её рентгеновского излучения в пике составляла 28 × 10⁻⁴ Вт/м².

Регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной лишь начиная с первого запуска космического аппарата «Спутник-2» с соответствующей аппаратурой^[35], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.

Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между оптическим и рентгеновским индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, поскольку отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.

Фотоны от солнечной вспышки достигают Земли примерно за 8,3 минуты после её начала. Далее в течение 10—30 минут доходят потоки быстрых заряженных частиц (солнечные космические лучи), а облака плазмы от вспышки достигают нашей планеты только через 1—2 суток, вызывая возмущения её ионосферы и магнитосферы, геомагнитные бури, усиление полярных сияний и другие эффекты^[36][21].

Рентгеновское и ультрафиолетовое излучение, а также солнечные космические лучи, приходящие от вспышки, вызывают дополнительную ионизацию земной ионосферы, что сказывается на условиях распространения радиоволн и приводит к ухудшению радиосвязи на коротких волнах^[38]. Частицы высоких энергий, проникая в верхние слои атмосферы Земли, разрушают озоновый слой^[3]. Мощные потоки космических лучей также являются одним из источников радиационной опасности для экипажей и оборудования космических кораблей^[39]. Порождаемые вспышками корональные выбросы массы приводят к возникновению геомагнитных бурь, которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты^[40]. Согласно некоторым данным, через 2—4 суток после магнитной бури происходит заметная перестройка барического поля тропосферы Земли. Это приводит к нестабильности атмосферы, нарушению характера циркуляции воздуха, развитию циклонов и других метеорологических явлений^[41].

Под действием электромагнитного и корпускулярного излучения солнечных вспышек верхняя атмосфера Земли нагревается, ионизуется и, как следствие, расширяется. Из-за этого возрастает плотность атмосферы в области расположения низкоорбитальных искусственных спутников Земли (обращающихся на высоте 400—1000 км над уровнем моря), что приводит к быстрому снижению высоты их орбиты^[42][40]. Сильные потоки заряженных частиц во время солнечных вспышек зачастую повреждают электронику высокоорбитальных спутников и приводят к нарушению их работы^[43][40]. В частности, такие частицы наносят урон солнечным батареям космических аппаратов^[44].

Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии — выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов^[45][46][47].

Современный прогноз солнечных вспышек даётся на основе анализа магнитных полей Солнца. Однако магнитная структура Солнца настолько неустойчива, что прогнозировать вспышку даже за неделю не представляется возможным. NASA даёт прогноз на очень короткий срок, от 1 до 3 суток: в спокойные дни на Солнце вероятность сильной вспышки обычно указывается в диапазоне 1—5 %, а в активные периоды она возрастает только до 30—40 %^[48].

Измерения мощности солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне спектра ведутся с 1975 года при помощи спутников GOES. В таблице ниже приведены 33 самые мощные вспышки с 1976 года, по данным этих спутников^[49].

Огромные солнечные бури (События Мияке) произошли примерно в 660 году до н. э., в 774—775 и 993—994 годах^[53][54].