Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
ровых до декаметрових волн начинается излучение вспышечиого континуума, переходящее затем в широкополосный длительный н многокомпонентный всплеск
IV типа. Такое континуальное излучение — следствие заполнения энергичными электронами магн. структур, находящихся иа разных высотах над активной областью. При этом в магнитных ловушках формируются неравновесные распределения электронов, развиваются конусные неустойчивости и реализуется плазменный механизм излучения. Часть энергичных электронов оказывается захваченной внутри облаков плазмы илн петле-образных короиальиых транзнентов, наблюдаемых в видимом диапазоне. В частности, изолированные движущиеся источники всплесков типа IVAf удалось отождествить с наиб, яркими и плотными образованиями вблизи вершины транзнента, где электронная плотность повышена по сравнению с фоновой в 20—70 раз. Это даёт возможность интерпретировать метровые IVM-bcплески иа расстояниях от фотосферы r ~ 1—1,5 Д© также в рамках плазменного механизма. При удалении источников lVAf-всплесков иа большие расстояния преобладающим становится гироснихротронное излучение субрелятивистских электронов в облаках плазмы с собств. магн. полем H ~ 1—3 Гс.
Всплески IV типа, особенно на дециметровых волнах, обладают богатой тонкой структурой. Здесь наблюдаются широкополосные пульсации с характерным временем -vl с, всплески в поглощении, дрейфующие волокна, зебра-структура и т. д. Появление такого своеобразного радиоизлучения отражает структуризацию самой корональной плазмы, а также указывает на сложный характер взаимодействий между разл. типами воли и частиц, к-рые происходят в короне на разл. стадиях вспышки.
Радиоизлучение С. широко используется в качестве индекса солнечной активности (иапр., поток иа ^ => = 10,7 см), а также для диагностики вспышек и краткосрочного прогнозирования тех эффектов, к-рые они вызывают иа Земле (радиац. условия в ближнем космосе, геомагн. бури, ионосферные возмущения и т. д.).
Лит.: Железняков В. В., Радиоизлучение Солнца и планет, М., 1964; его же. Электромагнитные волны в космической плазме, М., 1977; Каплан С. А., Пикель-н ер С. Б. Цытович В. H., Физика плазмы солнечной атмосферы, М., 1977; Крюгер А., Солнечная радиоастрономия и радиофизика. Введение, пер. с англ., М., 1984.
И. М. Черток.
Гамма-излучение Солнца регистрируется совр. приборами только во время вспышек (уровень у-излучеиия спокойного С. слишком низок). Зарегистрировано 140 солнечных вспышек, сопровождающихся эмиссией измеримых потоков у-квантов с энергией более 300 кэВ. Для 100 вспышек измерен эиергетич. спектр у-излуче-ния и в 50 случаях обнаружены ядерные -у-лииии. По длительности фронта (нарастания) и спада импульсов у-излучения вспышки удаётся разделить иа им-нульсные (общая длительность ие более 1 мин при длительности фронта и спада отд. импульсов иеск. секунд) и постепенные (до 10—20 мин и неск. десятков секунд соответственно).
В результате взаимодействия ускоренных во вспышках протонов, а-частиц и более тяжёлых ядер с веществом солнечной атмосферы происходят возбуждение ядерных уровней, расщепление ядер, генерация иовых элементов и изотопов (нуклидов). Возбуждённые ядра быстро излучают избыток энергии н переходят в осн. состояние. При этом каждый изотоп излучает свой характерный у-кваит (см. Гамма-излучение). Наиб, важные с астрофиз. точки зрения линии: 6,13 МэВ («О); 4,44 МэВ(18C); 2,31 МэВ (14N); 1,78 МэВ 1,63 МэВ (aoNe); 1,37 Мэв («Mg); 1,24 МэВ и 0,85 МэВ (jeFe). Эти линии образуются путём прямого возбуждения указанных ядер. Кроме того, имеются сильные линии 0,48 МэВ (7Li) и 0,43 МэВ (7Be), к-рые образуются в реаициях синтеза 4He (а, р) 7Li и 4He (а, и) 7Be. Вре-
мена жизни возбуждённых уровней пренебрежимо малы (^10~9) по сравнению с временами ускорения и торможения частиц и ядер. Поэтому приведённые у-линии, называемые мгновенными, служат прекрасными хронометрами процессов ускорения и взаимодействия частиц.
Кроме мгновенных у-линий в солнечной атмосфере генерируются т. н. задержанные у-лииии 2,22 МэВ и
0,51 МэВ. Задержка обусловлена конечным временем захвата нейтронов (см. Радиационный захват) водородом (линия 2,22 МэВ) и аннигиляции позитронов (линия 0,51 МэВ). Нейтроны образуются в оси. в ядериых реакциях 4Не(р, рп)аНе и 4He (р, 2pn)2D. Эти нейтроны сначала тормозятся в солнечном веществе до тепловых скоростей, а затем поглощаются протоном с генерацией v-лииин 2,22 МэВ либо ядром ге-лия-3[8Не (п, р)3Н] без генерации у-кваитов. Время торможения порядка неск. мииут, и, как следует из теории, захват нейтронов имеет место в достаточно плотной среде (концентрация атомов более IOle см-3). Интенсивность -у-линии 2,22 МэВ даёт уникальную информацию о концентрации гелия-3 в фотосфере. Источником другой задержанной линии — аииигиляц. линии 0,51 МэВ являются позитронно-активиые ядра 11C, 12N, 18N, 140,16O, 19Ne, к-рые генерируются в ядериых реакциях в солнечной атмосфере во время вспышки. Позитроны генерируются также путём распада л^-мезонов, образующихся в ядерных реакциях с участием высокоэиергнчных протонов. Прежде чем произойдёт аннигиляция позитронов, оии замедляются за счёт иоиизац. и радиац. потерь от иач. энергий (сотии кэВ — десятки МэВ) до тепловых. Время задержки линии 0,51 MaB определяется периодом полураспада радиоактивных ядер и временем замедления позитронов. Последнее зависит от плотности и величины маги, поля в области, где аннигилируют позитроны. Аннигиляция может быть свободной с генерацией двух у-кваитов с энергией каждого 0,51 МэВ или протекать через состояние квазиатома позитрония. Вероятность образования позитрония в состоянии со спином 0 составляет 25%, со спином 1—75%. В первом случае позитроний аннигилирует на два у-кванта с энергией 0,51 MaB каждый, во втором случае — на три у-кваита, к-рые формируют непрерывный спектр в области энергии ниже 0,5 МэВ. Относит, вероятность двухфотоииой и трёхфотонной аннигиляций определяется плотностью вещества в области генерации излучения. Ширина аинигиляц. линии определяется темп-рой этой области. Т. о., измерив временной ход и энергетич. спектр аинигиляц. квантов, можно определить характеристики области замедления и аннигиляции позитронов. ,
