Статья: Солнце в рентгеновских лучах
Средняя мощность энерговыделения в единичном вспышечном акте рассчитывалась по соответствующим среднегодовым параметрам. Практически все энергетические параметры вспышек заметно меняются с изменением фазы цикла, возрастая в целом от минимума к максимуму цикла.
В литературе по звездным вспышкам [1],[5] природа цикличности на звездах практически не объясняется, однако рассматривается общий аспект роли магнитных полей в образовании вспышек. Такое обсуждение, очевидно, полезно, поскольку магнитная активность Солнца (звезды класса G2) носит циклический характер, что не вызывает никаких сомнений. Поэтому возможно, что изменение энергетических параметров солнечных вспышек в цикле является следствием 11-летнего магнитного цикла. Вместе с тем в звездном аспекте связь вспышек с магнитными полями вызывает множество возражений. Так, появление долгоживущих магнитных полей порядка нескольких тысяч эрстед ("Каталог магнитных звезд Бэбкокка") является наблюдательным фактом, но ни одна из этих звезд не обладает ярко выраженной вспышечной активностью. Наоборот, у вспыхивающих звезд не подтверждается наличие сильных магнитных полей. Трудности имеются и в объяснении механизма аннигиляции магнитного поля как энергоисточника вспышек. Поэтому полученные данные [2],[3] можно рассматривать в свете остающейся нерешенной проблемы звездно-солнечных вспышек.
Рентгеновские наблюдения солнечных вспышек более удобны для статистического анализа, так как они аналогичны наблюдениям звездных вспышек, где сразу получается кривая блеска, и имеют преимущество перед оптическими солнечными наблюдениями, где необходимо проводить интегрирование по поверхности вспышек.
Временные характеристики вспышек
Кроме распределения вспышек по энергиям определенный интерес представляет и распределение вспышек по длительности рентгеновского всплеска. Фактически оно отражает действие по времени первичного источника энерговыделения. Первые исследования в этом направлении показали, что длительность всплеска в жестком рентгеновском диапазоне существенно зависит от уровня солнечной активности в данный период.
Мягкий рентгеновский диапазон (1-8 A) представляет интерес, поскольку он описывает тепловую фазу энерговыделения с длительностями от 60 с до ~10 ч, охватывая тем самым практически весь временной диапазон оптических вспышек. С этой целью были построены дифференциальные распределения вспышек по длительности, которые также аппроксимируются степенной функцией. Отметим, что общий характер спектра длительностей в области максимума (продолжительность 300-720 с) практически не меняется. Обращает на себя внимание тот факт, что форма дифференциального спектра длительностей вспышек острее и уже именно в минимуме цикла, то есть вероятность наблюдать вспышки продолжительностью 6-10 мин больше в минимуме 11-летнего цикла.
Рентгеновское излучение вспышек в диапазоне 1-8 A обозначается соответствующим индексом (А, В, С, М, Х), характеризующим порядок величины потока в этом диапазоне (10-8, 10-7 Вт/м2 и т.д.) с последующим числом в пределах от 1 до 9,9, дающим само значение потока.
Некоторые представления о частоте появления вспышек баллов В, С, М, Х в течение года и распределении их в цикле солнечной активности получены [6] из анализа годичных распределений вспышек по баллам за период 1977-1995 годов. Можно отметить, что:
а) в пределах цикла присутствуют вспышки практически всех баллов, но удельный вес (% от всех вспышек для каждого года) слабых (балла В) больше в минимуме цикла, а сильных (балла М, Х) - в максимуме;
б) примерно 66% всех наблюдаемых явлений - это вспышки балла С и 21% - вспышки балла В (за период 1977-1995 годов).
Поведение функции распределения относительного количества вспышек каждого балла в течение двух циклов солнечной активности зависит от фазы солнечного цикла. Оценки годичных значений средней продолжительности вспышек показали общую зависимость между продолжительностью и баллом вспышки, то есть продолжительности вспышек увеличиваются с возрастанием их балла и составляют в среднем 15, 25, 45, 76 мин соответственно для классов В, С, М, Х.
Систематическое количественное исследование временных и энергетических характеристик вспышек во всем диапазоне их изменения позволило вывести важные заключения о характере протекания вспышечной активности Солнца, и в частности установить изменения временных и энергетических параметров вспышек с фазой 11-летнего цикла.
Корреляция всех характеристик энергетического спектра солнечных вспышек в области мягкого рентгеновского излучения с фазой 11-летнего цикла Солнца может служить отправной фундаментальной зависимостью для выявления циклической переменности на карликовых звездах типа UV Кита.
Список литературы
Гершберг Р.Е. Солнечная активность в мире звезд. М.: Знание, 1990. 64 с.
Kasinsky V.V., Sotnikova R.T. Solar and Stellar Flares. I.A.U. Colloq. No 104. Poster Papers. Stanford, USA, 1989. P. 255-258.
Sotnikova R.T. // JOSO Annu. Rept. 1998. P. 158-159.
Hudson H.S. // Solar Phys. 1991. V. 133. P. 357-369.
Кацова М.М., Лившиц М.А. Активность молодых звезд. М.: Знание, 1986. 61 с.
Сотникова Р.Т., Москаленко А.В. // Труды VII симпоз. по солнечно-земной физике России и стран СНГ. Троицк, 1999. С. 156-161.