Зонд SDO, запущенный в феврале 2010-го, собрал недостающие данные о поздних стадиях развития солнечных вспышек, необычайно мощных процессов выделения энергии в атмосфере нашей звезды.

Вспышки охватывают все слои солнечной атмосферы (фотосферу, хромосферу и корону), а их энергия проявляется в виде излучения, попадающего в самые разные диапазоны спектра, энергичных частиц и гидродинамических течений плазмы. Причиной вспышек считается взаимодействие ускоренных заряженных частиц (преимущественно электронов) с плазмой, а ускорение частиц, в свою очередь, связано с магнитным пересоединением и преобразованием магнитной энергии.

Классифицировать эти явления помогают спутники GOES, регистрирующие пиковую интенсивность рентгеновского излучения на длине волны 1–8 Å. Разные классы вспышек принято обозначать буквами A, B, C, M и X, причём переход от одного к другому соответствует повышению интенсивности в 10 раз. «Этой удобной системой мы пользуемся уже давно, — говорит руководитель нового исследования Томас Вудс (Thomas Woods) из Колорадского университета в Боулдере. — Но нас интересовал не привычный и хорошо изученный рентгеновский диапазон, а крайний ультрафиолет».

Обсерватория SDO как нельзя лучше подходит для наблюдений в области крайнего ультрафиолета: один из трёх установленных на борту зонда приборов, Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE), обеспечивает сбор данных в интервале 0,1–160 нм, причём информация обновляется очень быстро — каждые 10 секунд. EVE приступил к измерениям в мае 2010 года и за прошедший год зарегистрировал 191 вспышку.

К большому удивлению гелиофизиков, приблизительно в 15% случаев у вспышек чётко выделялся «отложенный» пик излучения, следовавший за знакомым рентгеновским всплеском. «Ультрафиолетовые пики, появлявшиеся через несколько секунд или минут после рентгеновских, наблюдались и раньше, — рассказывает другой участник работ Филлип Чемберлен (Phillip Chamberlin) из Центра космических полётов Годдарда. — Но сейчас мы увидели нечто совершенно новое: временнóй интервал, разделяющий пики, измерялся не единицами, а десятками минут или даже часами. Это «отложенное» излучение необходимо учитывать при оценке выделяемой энергии: к примеру, для вспышки, отмеченной 3 ноября 2010-го, мы бы занизили оценку сразу на 70%, если бы у нас не было данных EVE».

Чтобы определить, чем 15% вспышек отличаются от остальных, авторы сравнили результаты измерений EVE со снимками, которые передал другой прибор SDO, Atmospheric Imaging Assembly (AIA). Он представляет собой сборку из четырёх телескопов, фотографирующих атмосферу Солнца в десяти разных диапазонах длин волн, захватывающих ультрафиолет и крайний ультрафиолет.

Как выяснилось, в развитии нестандартной вспышки можно выделить два дополнительных этапа. Начальная стадия её эволюции (на рисунке ниже — предвспышечная конфигурация) совершенно типична и характеризуется образованием двух серий корональных петель, отмеченных красным и синим, в активной области. В главной фазе вспышки внутренние (красные) петли «поднимаются», происходит пересоединение, и наблюдатель отмечает ожидаемый рентгеновский всплеск.

После этого обычная вспышка перешла бы к завершающей стадии развития — послевспышечной конфигурации. В нашем случае всё усложняется: вещество, выброшенное в главной фазе, «размыкает» вышележащие петли, что даёт ему возможность покинуть атмосферу Солнца и сформировать корональный выброс массы. Пострадавшим внешним (синим) петлям приходится перестраиваться, что сопровождается выделением энергии и «отложенным» излучением, которое и регистрирует EVE.

В настоящее время учёные пытаются выяснить, как это дополнительное излучение влияет на космическую погоду.

Динамика развития майской вспышки, сфотографированной AIA:



Сравнение снимков AIA, расположенных сверху, и данных EVE. Зелёным выделены результаты наблюдений в области 9,4 нм, синим — 33,5 нм, жёлтым — 17,1 нм. Левый график в нижнем ряду соответствует первому изображению из верхнего, правый — второму. Хорошо видно, что главная фаза вспышки регистрируется во всех каналах, но с течением времени данные по 9,4 и 33,5 нм начинают расходиться:



Полная версия отчёта опубликована в издании Astrophysical Journal.

Подготовлено по материалам НАСА.