|
|
Статьи Соросовского Образовательного журнала в текстовом формате
Последние результаты исследований Солнца в высокоэнергичных гамма-лучах (Е > > 30 МэВ), полученные орбитальными телескопами, позволяют надеяться на то, что вековая тайна солнечных вспышек будет вскоре раскрыта. Ключ к разгадке - в изучении свойств пучков ускоренных частиц, образующихся во время вспышки при аннигиляции магнитных полей. Впервые удалось получить гамма-отпечатки взаимодействия пучков электронов и протонов с солнечной атмосферой.
ГАММА-ДИАГНОСТИКА СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕКБ. И. ЛУЧКОВ
Московский государственный инженерно-физический институт (технический университет)
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И ВСПЫШКИ
Солнце, к счастью для нас, очень спокойная звезда. Поток солнечной энергии на орбите Земли 1,4 i i 106 эрг/(см2 " c) называют солнечной постоянной - настолько он неизменен. Но и на Солнце, как указал еще Козьма Прутков, можно увидеть пятна, число которых, то увеличиваясь, то уменьшаясь, наглядно демонстрирует переменную солнечную активность. Впервые пятно на диске заметил Галилео Галилей в 1610 году, направив на Солнце свой телескоп. Сохранились, правда, более ранние свидетельства, что пятна наблюдали глазом, глядя на Солнце сквозь дым, и эти пятна на божественном лике светила не предвещали ничего хорошего. В наше время отношение к солнечным пятнам нормальное - как к одному из проявлений деятельности внешней (конвективной) зоны Солнца, в которой нагретая до миллиона градусов (в основании зоны) солнечная плазма вырывается на поверхность (фотосферу) бурными турбулентными потоками. Грануляция фотосферы, факелы, флоккулы, протуберанцы - все это проявления плазменных потоков. При своем движении плазма порождает магнитные поля, которые, в свою очередь, оказывают на нее сильное воздействие. Темные пятна как раз возникают в местах, где на поверхность выходят вновь образованные магнитные силовые трубки. Считают, что магнитное поле препятствует теплообмену. Действительно, пятна на 1500 К холоднее фотосферы, средняя температура которой составляет 5800 К.
Магнитные поля на Солнце - это выпущенный на свободу джинн. Закручиваясь и переплетаясь из-за вращения Солнца, они ведут себя непредсказуемо и порой весьма бурно. В местах скопления темных пятен, называемых активными областями AR, конфигурация поля бывает очень сложной: в тесном соседстве оказываются разнонаправленные силовые линии. Если расположение пятен быстро меняется, что происходит, когда на поверхность выносятся новые магнитные потоки, поле может внезапно, скачком, измениться. Произойдет пересоединение силовых линий (аннигиляция магнитного поля) - и огромный запас его потенциальной энергии перейдет в кинетическую энергию разлетающейся плазмы и излучение. Это явление - солнечная вспышка - наблюдается как взрыв, в результате которого за несколько минут яркость AR многократно возрастает и выделяется энергия, эквивалентная взрыву тысяч атомных бомб.
Вспышки, самое динамичное проявление солнечной активности, давно привлекали внимание, и не только астрономов, занятых чистыми исследованиями, но и геофизиков, космонавтов, радиоинженеров - тех, кто сталкивался с ними как с мощным и опасным фактором, влияющим на земное окружение. Вспышки нарушают радиосвязь, вызывают магнитные бури и выбрасывают в космос большие радиационные потоки. Откуда черпается энергия вспышки? Можно ли разработать теорию вспышки и предсказать момент ее появления, чтобы быть готовым к последствиям? На эти и многие другие вопросы, касающиеся солнечных вспышек, пока не получено ответа, несмотря на то что они исследуются очень давно.
Первые, еще эпосные свидетельства о вспышках на Солнце относятся к дотелескопной эпохе. Серьезные наблюдения начались с 1859 года, когда два астронома, Р. Кэррингтон в Англии и П. Ходжсон в Индии, одновременно зарегистрировали солнечную вспышку, столь мощную, что ее увидели в "белом свете", то есть без применения специальных светофильтров, выделяющих узкие спектральные линии водорода или других элементов. Полная энергия вспышки составляла 1025 Дж. Чаще встречаются более слабые вспышки, оценка энергии которых доходит до 1021 Дж. Их можно увидеть только проводя измерения в линиях (чаще всего в красной линии водорода Нa ), что делает более контрастным излучение вспышки на фоне спокойной фотосферы. На рис. 1 показана солнечная вспышка, снятая в линии Нa . Уже более 50 лет существует патрульная служба вспышек, охватывающая сеть обсерваторий на разных долготах, ведущих непрерывные наблюдения за Солнцем [1].
Солнечная активность (число пятен и вспышек) изменяется циклически с периодом около 11 лет. В минимуме цикла число пятен мало (5-10 за год) и вспышки практически не наблюдаются, в максимуме пятна исчисляются сотнями, а вспышки появляются довольно часто. Качественно циклическая активность объясняется динамомеханизмом генерации магнитного поля Солнца. Однако теория не дает точных количественных предсказаний и не может объяснить некоторые наблюдаемые особенности магнитного поля.
ТАЙНА СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК
О хромосферных солнечных вспышках написано очень много, и в популярных изданиях и в специальной литературе. Казалось, их изучили вдоль и поперек. Сравнительно недавно установили, что Солнце неоригинально и подобные вспышки происходят на других звездах, что дает новые возможности исследования явления.
В наше время к наземным, оптическим и радионаблюдениям добавились наблюдения со спутников, которые дают сведения не только о широком спектре электромагнитных волн, но и о потоках плазмы солнечного ветра и ускоренных солнечных частиц. Десятки тысяч вспышек занесены в каталоги, где указаны их балльность, гелиографические координаты, интенсивности потоков. Огромный объем сведений, конечно, способствовал прояснению детальной картины вспышки, но до сих пор ее природа - источник и процесс выделения энергии - остается тайной.
Причина кроется, по-видимому, в том, что оптическое и мягкое рентгеновское излучения вспышки, которые исследовали до сих пор и с помощью которых пытались раскрыть ее тайну, вторичны. Они лишь тепловой отклик солнечной атмосферы на выделившуюся энергию. Вспышка запускается пересоединением силовых линий и резким изменением магнитного поля. Можно представить такой несколько упрощенный сценарий. Переменное магнитное поле порождает электрическое, которое ускоряет заряженные частицы. В хромосфере (верхней атмосфере), где условия ускорения наиболее удобны, возникают пучки частиц высокой энергии - протонов и электронов, - проходящие через солнечную атмосферу и взаимодействующие с ней (рис. 2). Процессы взаимодействия (изученные на ускорителях) приводят к появлению сопутствующего гамма-излучения [2]. Гамма-лучи - неизбежный спутник энергичных заряженных частиц.
Чтобы подойти к истоку вспышки, где скрыт ключ от ее тайны, надо исследовать высокоэнергичное гамма-излучение.
ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЕ
Гамма-излучение - самое крайнее в электромагнитном спектре. Электроны в проводнике порождают радиофотоны с энергиями от 10- 6 эВ (метровые волны) до 10- 3 эВ (миллиметровые волны). Напомним: 1 эВ = 1,6 " 10-12 эрг; 1 КэВ, 1 МэВ, 1 ГэВ - единицы энергии соответственно в 103, 106 и 109 раз больше. Переходы между возбужденными уровнями в атомах приводят к испусканию инфракрасных (2 эВ), оптических (4 эВ) и ультрафиолетовых (6 эВ) фотонов. Электроны, бьющие по аноду рентгеновской трубки, генерируют мягкое рентгеновское излучение (порядка килоэлектронвольта). Энергия атомных ядер в миллионы раз превышает атомные уровни, поэтому ядра способны испускать фотоны с энергиями от десятков килоэлектронвольт (жесткий рентген) до мегаэлектронвольт (ядерное гамма-излучение). Гамма-кванты еще больших энергий (>10 МэВ) образуются при взаимодействии ускоренных пучков с ядрами через процессы тормозного излучения электронов и рождения с последующим распадом нейтральных пионов в протон-ядерных столкновениях. Отличаясь интенсивностью и спектром, поток высокоэнергичных гамма-квантов является отпечатком пучка частиц, и поэтому с его помощью можно поставить точный диагноз состава, структуры и энергии ускоренного пучка.
В астрономии гамма-диапазон был освоен сравнительно недавно, что связано с проведением наблюдений за пределами атмосферы, полностью поглощающей приходящее извне гамма-излучение. Только с началом эры спутников стали широко проводиться измерения космического гамма-излучения, в том числе наблюдения Солнца, орбитальными гамма-телескопами.
ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЕ
СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК
Впервые солнечная вспышка в гамма-лучах наблюдалась в измерениях на высотном аэростате в 1959 году, когда было обнаружено возрастание непрерывного спектра до энергий в несколько мегаэлектронвольт. Отдельные линии в непрерывном спектре вспышечного излучения выделялись спектрометрами в 70-80-х годах. Важные результаты были получены на американских спутниках OSO-7 и SMM. Во время мощных солнечных вспышек августа 1972 года приборы OSO-7 зарегистрировали гамма-линии, возникающие при аннигиляции позитрония
е+ + е- g + g, Е = 0,51 МэВ,
в реакции образования дейтерия
n + p d + g, Е = 2,2 МэВ,
а также от возбужденных состояний ядер 12С (Е = = 4,4 МэВ) и 16О (Е = 6,1 МэВ).
Измеренные гамма-линии - следы, оставленные в солнечной атмосфере потоками электронов, протонов и нейтронов с энергиями до десятков мегаэлектронвольт. В том же интервале измерялся также непрерывный спектр излучения (континуум) - результат слияния многих ядерных линий, не выделяемых аппаратурой в отдельности. По гамма-линиям и континууму были восстановлены потоки протонов и нейтронов во время вспышек. Сами по себе нейтроны вторичны, они выбиваются из ядер протонами. Полученные потоки, однако, не имеют прямого отношения к первичному пучку: они его переработка в низкоэнергичную часть спектра. Чтобы приблизиться к первичному пучку, надо измерить гамма-излучение более высоких энергий.
Орбитальный телескоп SMM, наблюдавший Солнце в 21-м цикле солнечной активности (1980-1985 годы), измерил гамма-излучение с энергией до 140 МэВ. В двух вспышках были выделены потоки гамма-квантов от распада нейтральных пионов, которые напрямую связаны с первичным пучком протонов:
p + p p + p + p0, p0 2g.
Выделение пионного потока основано на анализе энергетического спектра, в котором появляется особенность (перегиб) на энергии Е = mp /2 = 67 МэВ, mp - масса p0-мезона. Таким образом, гамма-диагностика впервые вышла на след высокоэнергичного протонного пучка. Первопричина вспышки стала ближе, однако детальные исследования пучка были проведены в следующем, 22-м цикле, когда на орбите заработали советско-французская станция ГАММА и американская COMPTON-GRO.
ОРБИТАЛЬНЫЙ ТЕЛЕСКОП ГАММА-1
В момент запуска ГАММА-1 был самым большим в мире гамма-телескопом. Через год он уступил первенство телескопу EGRET обсерватории GRO. ГАММУ-1 создавали отечественные и зарубежные институты: ИКИ, МИФИ, ФИАН, ЛФТИ, НПО "Энергия", ядерные центры Сакле и Тулузы.
Регистрация гамма-кванта высокой энергии происходит в результате его конверсии в е+е--пару. Зарегистрировав компоненты пары, можно определить направление и энергию гамма-кванта. Телескоп состоял из сцинтилляционных счетчиков, выделявших е+е--пару, газового черенковского детектора для подавления приборного фона, системы трековых искровых камер (в полете не работала), калориметра, измерявшего энергию гамма-кванта, электронных блоков управления, записи информации и передачи по телеметрии на Землю. Телескоп регистрировал гамма-кванты начиная с энергии 30 МэВ. Вес прибора около 1,5 т, размеры 2 i i 1,5 i 1,5 м3.
Станция ГАММА была выведена на околоземную орбиту с высотой 400 км, периодом обращения 90 мин и наклонением 52?. Телескоп мог наводиться в любую точку неба с точностью ориентации 0,2?.
Два года ГАММА-1 наблюдал далекие галактические источники. В 1991 году отмечался максимум солнечной активности, на Солнце возникали области AR, от которых можно было ожидать вспышки. В число мишеней было включено и Солнце. Но возникли трудности. Если место будущей вспышки известно - в пределах AR, то момент ее появления непредсказуем. Пришлось играть в лотерею, надеясь на везение. Поступали так: телескоп вел обычные наблюдения до тех пор, пока на Солнце не выходила группа пятен, от которой можно было ожидать вспышку. Тогда он переориентировался на Солнце и переходил в ждущий режим, готовый к приему вспышечного потока. Такая тактика часто оканчивалась ничем, и, проводив за солнечный лимб область AR, так и не разродившуюся вспышкой, телескоп возвращался к галактической мишени. Но три солнечных сеанса все же оказались выигрышными - на Солнце произошли мощные вспышки. Точная временная привязка к моменту вспышки позволила выделить вспышечное гамма-излучение и изучить его характеристики. Так были увидены в гамма-лучах вспышки 26 марта, 15 июня и 27 октября.
Ряд солнечных вспышек был зарегистрирован телескопами EGRET и COMPTEL станции GRO. 1991 год был вообще урожайным на вспышки и новые научные результаты.
СОЛНЕЧНЫЕ ГАММА-ВСПЫШКИ
Вспышечные потоки высокоэнергичных гамма-квантов значительно отличались от мягкого гамма-излучения вспышки. Они оказались более продолжительными, со сложным, многопиковым временным ходом и широким энергетическим спектром. Будучи порождением первичного пучка частиц, они позволили проследить его, определить состав и изменение со временем.
Зарегистрированные в гамма-лучах вспышки были очень мощными (табл. 1). В видимом свете их балльность была наивысшей - 3В. По рентгеновскому потоку, измеряемому орбитальным монитором GOES-7, они тоже в числе первых. Высшая градация по рентгену - Х12 (Х12+ обозначает, что прибор зашкалил). Полученные результаты касаются самых мощных вспышек и представляют собой первый слой исследований гамма-излучения солнечной вспышки.
Какие они принесли результаты? Перечислим и обсудим наиболее важные из них [3, 4].
а) Рекордная продолжительность
и предельно высокие энергии
Первое, что бросилось в глаза, - это большая длительность потока гамма-излучения некоторых вспышек. Поток, слабо затухая, продолжал регистрироваться в течение нескольких часов. Так вели себя гамма-вспышки 11 июня (по данным GRO) и 15 июня (ГАММА), произошедшие в одной и той же активной области AR 6659. Столь длительное гамма-излучение не планировалось, но нашло простое и очевидное объяснение: пучок заряженных частиц попадал в магнитную ловушку, расположенную в солнечной короне, где плотность газа низка, и сохранялся там долгое время, постепенно убывая из-за редких взаимодействий. Измерив постоянную спада интенсивности гамма-квантов, можно было определить размеры области захвата. Для вспышки 15 июня радиус захвата составлял 105 км. Очевидно, долго сохраняться могла только протонная часть пучка: электроны - более деликатный продукт и быстро "портятся", теряя энергию на синхротронное излучение в магнитном поле.
Другое важное открытие - обнаружение излучения предельно высоких энергий. ГАММА-1 и EGRET зарегистрировали гамма-кванты с энергиями до нескольких гигаэлектронвольт - на порядок больше того, что измерил SMM. Поскольку спектрометры могли измерять и более высокие энергии, полученные значения показывают предельную энергию ускоренного пучка. Надо только сделать аккуратный пересчет от вторичных гамма-квантов к первичным протонам. Расчет показал, что максимальная энергия пучка протонов составляла около 10 ГэВ.
б) Тонкая временная структура гамма-вспышки
Вспышка 26 марта оказалась наиболее удачной. ГАММА-1 застал ее на светлой стороне орбиты и смог изучить от начала до конца. Временной профиль гамма-вспышки характеризуется большим разнообразием деталей (рис. 3) - от коротких (десятки миллисекунд) импульсов в самом начале до повторных всплесков меньшей амплитуды, следующих с интервалом в несколько минут, и плавного спада излучения на конечной стадии. Временной ход наглядно демонстрирует работу солнечного ускорителя. Первый импульс ускорения самый мощный, он продолжался 10 секунд и состоял из отдельных посылок (банчей). За ним с интервалом в несколько минут последовали два повторных акта ускорения меньшей мощности, также, по-видимому, из отдельных банчей. Если за активную фазу вспышки принять все акты ускорения, ее продолжительность составляла около 10 минут. Во время следующей пассивной фазы, когда новых актов ускорения не происходило, наблюдалось постепенное затухание пучка в течение десятков минут.
Итак, выяснилось, что образование первичного пучка заряженных частиц происходит не однократно, а в целой серии отдельных актов ускорения, амплитуда которых постепенно убывает.
в) Повторные акты ускорения
Иная картина предстала во вспышке 15 июня. Обе станции (ГАММА и GRO) не смогли увидеть ее начало, так как находились в тени. Когда они вышли на свет, вся импульсная часть гамма-вспышки уже завершилась и телескопы зафиксировали монотонное убывание потока гамма-квантов. Но вспышка была столь мощной, что активные процессы продолжались. В частности, происходили новые, хотя и слабые, акты ускорения. Это показал анализ временного хода (рис. 4), в котором были обнаружены банчи шириной 1-2 секунды. Активная фаза этой вспышки оказалась очень длительной (около 30 минут). Последующий спад интенсивности гамма-потока был лишен заметных всплесков. Пучок попал в магнитную ловушку и удерживался в ней, высвечивая энергию, несколько часов.
г) Состав пучка
Энергетические спектры гамма-излучения вспышек тоже несут ценную информацию - надо только их расшифровать. Нахождение спектра первичного пучка - вдвойне сложная задача: вначале из последовательности отсчетов спектрометра восстанавливается спектр гамма-квантов, по которому затем определяется спектр первичного пучка.
Следующий этап исследований содержал модельные расчеты взаимодействий протонного и электронного пучков с веществом солнечной атмосферы, в которых рождается гамма-излучение, и сравнение рассчитанного спектра гамма-квантов с измеренным. Для этой цели использовали стандартные компьютерные программы, учитывающие процессы переноса и взаимодействия частиц, состав и геометрию первичных пучков. Было показано, что согласие между расчетными и измеренными спектрами достигается только в случае, когда и протоны и электроны ускоряются одновременно (рис. 5). Не существует, следовательно, чисто протонных или электронных вспышек: пучок всегда представляет собой смесь тех и других частиц с различным долевым участием. Электронная доля всегда больше, чем протонная, в 10-100 раз, а их энергии в 100 раз меньше. Электроны ускорялись до сотен мегаэлектронвольт, протоны - до десятка гигаэлектронвольт.
Точная информация о составе и спектре первичного пучка, несомненно, важна для определения механизма ускорения.
д) Направленность первичного пучка
и единство гамма-вспышек
Измеренных гамма-вспышек пока очень мало, и рано делать обобщающие выводы. Тем не менее, кажется, установлена важная характеристика вспышки, которая может унифицировать процесс описания и свести все разнообразие проявляемых свойств в одну общую достаточно простую схему. Речь идет о направленности гамма-квантов относительно пучка заряженных частиц. Как оказалось, мягкий спектр и малая длительность вспышки 26 марта, которая произошла в центре солнечного диска, и, напротив, жесткий спектр и большая продолжительность лимбовой вспышки 15 июня вполне укладываются в жесткое геометрическое представление о направлении ускоренного пучка и угловой зависимости испускаемых гамма-квантов. В том случае, когда пучок направлен в сторону наблюдателя (или под небольшим углом), что имело место в случае лимбовой вспышки, регистрируемые гамма-кванты вылетали под малыми углами и их спектр сохранял первичный жесткий вид. В случае дисковой вспышки пучок частиц бил вниз, в плотные слои атмосферы, а гамма-кванты летели назад относительно пучка. Это приводило к сильной деградации их энергии и как следствие - мягкому спектру и быстрому затуханию гамма-излучения. Очевидно, направленность сохраняет протонный пучок. Электроны в магнитном поле быстро закручиваются, и их излучение всегда изотропно.
РЕЗУЛЬТАТЫ ГАММА-ДИАГНОСТИКИ
И НЕКОТОРЫЕ ПРОГНОЗЫ
Анализ гамма-излучения мощных солнечных вспышек показал, что решающую роль во вспышке играет ускорение частиц. В самом начале вспышки появляются пучки протонов (до десятка гигаэлектронвольт) и электронов (до сотен мегаэлектронвольт), несущие большой запас энергии, которую они передают атомам атмосферы, порождая все разнообразие и блеск яркого спектакля солнечной вспышки. Исследования только начались, число вспышек, подвергнутых гамма-диагностике, мало, чтобы ответить на возникающие вопросы о зависимости гамма-излучения от балльности вспышки, о расположении областей ускорения и захвата пучка заряженных частиц, механизме ускорения и т.д. Не измерен поток гамма-квантов умеренных и слабых вспышек, так что они еще стоят в очереди на просвечивание. Это предстоит сделать в 23-м цикле солнечной активности, максимум которого ожидается в 2000 году. Какие наблюдательные средства приготовлены к его встрече?
Не работает телескоп ГАММА-1. Обсерватория GRO по-прежнему на орбите, но и она вскоре прекратит работу. В космос выходит новое поколение рентгеновских и гамма-спутников: HINATORI (Япония), КОРОНАС, ФОТОН (Россия) и др., несущих на борту достаточно чувствительную аппаратуру. Положительным в новом цикле исследований является то, что они готовы не только повторить наблюдения по старой программе, но и провести более детальные измерения, например поляризации потока гамма-квантов. Число зарегистрированных гамма-вспышек возрастет, и намеченные закономерности будут проверены.
Гамма-диагностика солнечных вспышек, используя весь арсенал измерительных и анализирующих средств современной науки, должна предоставить исчерпывающие сведения о генерации и свойствах первичного пучка ускоренных частиц. А если со временем будет улучшено угловое разрешение гамма-телескопов и станет возможным увидеть воочию размеры и направление пучков, то это будет равносильно переходу от простой гамма-диагностики к развернутой гамма-томографии. Тогда под давлением неоспоримых фактов не устоит и столетняя тайна солнечных вспышек.
ЛИТЕРАТУРА
1. Звезда по имени Солнце // Энциклопедия для детей. М.: Аванта+, Т. 8: Астрономия. 1997. С. 496-506.
2. Кочаров Г.Е. Ядерные процессы в атмосфере Солнца и проблема генерации ускоренных частиц // Итоги науки и техники. Астрономия. 1987. Т. 32. С. 43-141.
3. Гальпер А.М., Земсков В.М., Лучков Б.И. и др. // Письма в ЖЭТФ. 1994. Т. 59. С. 145-149; 1996. Т. 63. С. 889-893.
4. Akimov V.V., Ambroz P., Belov A.V. et al. // Solar Phys. 1996. Vol. 166. Р. 107-122.
Рецензент статьи А.М. Черепащук
* * *
Борис Иванович Лучков, доктор физико-математических наук, профессор Московского инженерно-физического института. Лауреат Ленинской премии. Область научных интересов - экспериментальная физика, атомное ядро и элементарные частицы, физика высоких энергий, астрофизика. Автор около 200 научных работ и четырех учебных пособий.
