Диапазон рентгеновского излучения от солнца

Диапазон рентгеновского излучения от солнца

Электромагнитное излучение Солнца перекрывает большой диапазон длин волн: от нескольких километров до милиметров (радиоизлучение),
оптическое излучение, ультрафиолетовое (UV),
тепловое рентгеновское излучение (SXR) с энергией фотонов 100 МэВ (в крупных вспышках)) (1 МэВ = 0,001нм 100МэВ = 0,00002нм).

Электромагнитное излучение существует и в спокойных условиях, а во время вспышечной активности увеличивается многократно.

Радиоизлучение Солнца

Радиоизлучение Солнца в сантиметровом — декаметровом диапазоне наблюдается как в спокойное, так и в возмущенное время. BR> Частоты всплесков радиоизлучения вспышек соответствующие дециметровому и декаметровому и километровому диапазонам могут возникать лишь высоко в короне или в солнечном ветре, микроволновые и миллиметровые всплески возникают в нижней короне. Радиоизлучение, ассоциированное с вспышками на Солнце, создается при возникновении турбулентности и нетепловых движений высокотемпературной плазмы, а также при движении энергичных электронов в магнитных полях. Вспышечное радиоизлучение очень разнообразно, имеет всплески различной длительности и амплитуды со сложным частотным спектром. Вызделяется на следующие типы радиоизлучений:

Тип I Шумовая буря, состоящая из большого числа коротких узкополосных всплесков в метровом диапазоне (300 — 50 Мгц). ( см. подробнее ниже)

Тип II . Узкополосное излучение, которое начинается в метровом диапазоне (300 Мгц) и медленно, десятки минут, сдвигается в декаметровый диапазон (10 Мгц). Длительность всплесков II типа порядка 2-10 мин, иногда до 20-30 мин. Эти всплески появляются только после мощных хромосферных вспышек и ассоциируются с распространением ударной волны в короне и солнечном ветре. Обычно считают, что эти всплески генерированы потоками электронов, ускоренных на фронте ударной волны.

Тип III . Узкополосные всплески, быстро, за секунды, проскакивают от дециметрового в декаметровый диапазон (500 — 0.5 Мгц). Они часто наблюдаются в виде серий и приурочены к процессам в активных областях на Солнце.
Cоздаются узконаправленным потоком (пучком) электронов, движущихся в короне. Частота всплеска уменьшается по мере движения пучка в область меньшей корональной плотности. Радиовсплески III типа тесно связаны с выходом электронов на открытые силовые линии и убеганием их в межпланетное пространство. Иногда наблюдают всплески U- и J- типов, названных так за форму их изображений на динамических спектрах. В этих случаях пучки электронов, генерирующие всплески, движутся вдоль магнитной вспышечной петли.

Тип IV . Гладкий континуум широкополосных всплесков в метровом диапазоне (300-30 Мгц), начинающихся через 10-20 минут после максимума некоторых сильных вспышек и продолжающихся иногда несколько часов.
Полагают, что длительные всплески возникают, если осуществляется захват быстрых электронов в стабильные магнитные ловушки, которые могут быть либо неподвижными, либо перемещаться с небольшой скоростью, При этом считается, что механизм излучения всплесков IV типа синхротронный, т.е. предполагают захват электронов с энергией не менее нескольких сот кэВ.

Тип V .Всплеск V типа часто возникает вместе с всплесками III типа, немного запаздывая по отношении к ним. Длительность всплесков V типа достигает минут, в то время как длительность всплесков III типа (в том же интервале частот) — всего нескольких секунд, а иногда и долей секунд.
Всплеск V типа объясняется захватом части ускоренного пучка электронов в арку магнитного поля и удержанием в магнитной ловушке.

Шумовой бурей называют повышенное (фон) флуктуирующее (всплески) радиоизлучение продолжительностью от нескольких часов до двух недель.

Радиоволны выходят с уровня, где частота волны становится меньше ленгмюровской. Поэтому в короне, где формируется корпускулярный поток, генерируются излучение метрового диапазона волн.
Чаще всего на этих волнах наблюдаются шумовые бури – повышенное сильно флуктуирующее радиоизлучение.
Яркостная температура в миллиарды градусов свидетельствует о нетепловом происхождении шумовых бурь. Следовательно, они являются индикаторам либо непрерывного ускорения заряженных частиц, либо постоянного существоваания ударных волн.
По мнению Ю.Ф.Юровского, общепринятая гипотеза образования ШБ из кратковременных всплесков I типа противоречит наблюдениям. Полученные им факты свидетельствуют в пользу гипотезы образования всплескового компонента шумовых бурь в результате рассеяния излучения точечного источника квазипостоянного уровня на неоднородностях короны. (см. подробнее PDF-презентацию Ю.Ф. Юровского на конференции КРАО 2007г.)

Микроволновое излучение.Микроволновое (Rμ-излучение) на частотах > 109 Гц обычно продолжается столько времени, сколько длится вспышка в жестком рентгеновском излучении, и хорошо с ним коррелирует. Возможные механизмы излучения этих всплесков: 1) излучение нагретого до высоких температур газа в области вспышки; 2) излучение быстрых электронов, движущихся в магнитных полях; 3) возбуждение излучения при взаимодействии электронов с плазменной турбулентностью, развившейся во вспышечной арке.
Мягкое рентгеновское излучение ( X-ray) Солнца разделяется на классы по пиковой мощности излучения Р , измеряемой на Земле в диапазоне 1 — 8 Ангстрем :

Класс В Р меньше 10.0E-06 Вт/М2

Класс C . 10.0E-06 — 10.0E-05 Вт/М2

Класс M . 10.0E-05 — 10.0E-04 Вт/М2

Класс X . P больше 10.0E-04 Вт/М2

Жесткое рентгеновское и гамма излучение

Энергичные электроны c энергиями >30 кэВ появляются во вспышках в результате ускорения. Взаимодействуя с окружающим веществом, они теряют свою энергию, возбуждая при этом тормозным рентгеновское излучение. Дойдя до хромосферы, где n = 10 11 — 10 12 см -3 , электроны быстро за время

0.1-2 с. теряют всю свою энергию; при этом энергия излучённых квантов лежит в широком интервалеб от энергии электронов и ниже.Поведение рентгеновского излучения отражает временные и энергетические характеристики ускорительного механизма. Зависимость от времени интенсивности жесткого рентгеновского излучения (кривые светимости) в интервале энергий 20-1000 кэВ имеет сложную структуру. Длительность рентгеновских всплесков меняется от нескольких секунд до десятков минут.
Частицы ускоряются цугами импульсов. Длительность цуга составляет 1-4с. Внутри каждого цуга можно видеть цепочку отдельных коротких импульсов, длящихся десятки микросекунд.
Высота места ускорения частиц, определённая по совокупности экспериментальных фактов, может быть (6 — 10)*10 9 см над уровнем фотосферы в импульсных событиях и достигать значений (3 — 6)*10 10 см — в длительных вспышках.
Форма энергетического спектра рентгеновского всплеска — распределение числа фотонов от их энергии связана с энергетическим спектром электронов. Обычно форму спектра во всплесках аппроксимируют степенным законом dJ/dEx = Eх -V в интервале энергий 20-300 кэВ. Показатели спектров лежат в интервале значений V от 5 (мягкие спектры) до 2,5 (жесткие спектры). Для событий с большой амплитудой наиболее вероятное значение V= 3,8.

Гамма излучение Протоны (ионы) с энергиями >10-30 МэВб альфа-частицы и тяжелые ядра взаимодействуют с веществом солнечной атмосферы, теряют свою энергию, возбуждая излучение в узких гамма линиях возникает вследствие ядерных реакций. Область энергии фотонов этих гамма линий лежит в интервале энергий 0.15- 17 МэВ.
Наиболее интенсивные линии возникают при переходе из возбужденных состояний ядер 12 С и имеют энергию 4,438 МэВ и ядер l6 О с энергией 6,129 МэВ. Наиболее эффективны для возбуждения этих линий протоны с энергией Ер=10 — 30 МэВ. Время жизни возбужденных состояний t=10-12с или меньше, поэтому линии излучаются немедленно без видимого запаздывания и носят название прямых линий.
К настоящему времени было идентифицировано 17 таких относительно узких линий. см. подробнее в обзоре Р.Т. Сотниковой Солнце в рентгеновских лучах

Более подробную информацию по данному вопросу можно найти в разделах СиЗиФа
ОБЗОРЫ и СТАТЬИ, а также на страницах учебника.
Специально вопросам солнечной активности посвящен богато иллюстрированный раздел проекта Э.В. Кононовича ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА

Также смотри родственные разделы справочника:

Источник

Диапазон рентгеновского излучения от солнца

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения относятся к ионизирующим, т.к. способны «выбивать» электроны из атомов, создавая пары «свободный электрон — ион», и тем самым ионизировать материальные среды. Основными объектами воздействия данных излучений являются верхние и средние слои атмосферы, где рентгеновское излучение поглощается полностью, а ультрафиолетовое — частично, достигая далее земной поверхности, где воздействует на живые и неживые объекты. Кроме того, данные излучения могут оказывать крайне негативное воздействие на технические и биологические объекты, находящиеся в околоземном и околосолнечном космическом пространстве.

Спектр ультрафиолетового излучения лежит сразу за фиолетовой областью оптического излучения (откуда и его название), начиная с длины волны 400 нм, и при этом имеет внутреннее деление на области по дополнительным свойствам. Ионизирующим действием обладает только его дальний участок, именуемый экстремальным ультрафиолетом. Область рентгеновского излучения примыкает к области ультрафиолетового излучения и включает области мягкого и жесткого рентгена. Ионизирующим действием обладает весь спектр рентгеновского излучения. Замыкает спектр электромагнитного излучения Солнца гамма-излучение, однако, в связи с чрезвычайно малой долей его энергии в общем потоке как фактор космической погоды оно в расчет обычно не принимается.

Рис.3.1. Ионизирующие излучения Солнца в общем электромагнитном спектре.

На долю оптического излучения приходится около 50% энергии всего электромагнитного излучения Солнца, на долю инфракрасного — около 40%, на долю ультрафиолетового — около 9%. Остальное делится между радио-, рентгеновским и гамма-излучением, при этом на долю рентгеновского излучения приходится около одной миллионной доли энергии всего солнечного спектра.

В части определения границ областей ультрафиолетового и рентгеновского излучений и их внутреннего деления в настоящее время в различных источниках могут встречаться различные варианты, что связано с различными областями их использования, при этом область использования часто не указывается, что создает путаницу и дезориентирует читателей. Поэтому надо иметь в виду, что основные официальные варианты оговорены международным стандартом ISO 21348:2007 «Space environment (natural and artificial) process for determining solar irradiances» (Определение энергии солнечного излучения в естественной и искусственной космической среде). В соответствии с этим стандартом к рентгеновскому излучению (X-rays) относят излучения с длиной волны от 10 нм до 0,001 нм, при этом к мягкому рентгену (XUV — «ультрафиолетовый» рентген) относят участок от 10 нм до 0,1 нм, оставшийся участок относят к жесткому рентгену (hard X-rays без аббревиатуры). Деление на спектральные категории ультрафиолетового излучения более сложное, т.к. привязано к областям применения (см. таблицу).

Для целей дальнейшего описания здесь будут использованы категории UVA, UVB, UVC, Lyman α и EUV.

3.2. ВОЗДЕЙСТВИЕ НА ВЕРХНЮЮ АТМОСФЕРУ

Главным результатом воздействия ультрафиолетового и рентгеновского излучений на верхние слои атмосферы является образование на высотах от 60 до 400-500 км и выше области, насыщенной свободными электронами и ионами, именуемой ионосферой. Она состоит из 4-х слоев — D, E, F1 и F2 (последние в ночное время могут сливаться в один слой F и даже объединяться со слоем E). Их параметры и источники ионизации различны.

Самый нижний слой D расположен на высотах от 60 до 90 км. Он формируется за счет ионизации атмосферы рентгеновским излучением с длиной волны менее 1 нм, а также ультрафиолетовым излучением Lα (Lyman alpha) с длиной волны 121,6 нм. Слой имеет невысокую концентрацию электронов, присутствует только в светлое время суток и почти полностью исчезает ночью, т.к. время жизни заряженных частиц в нем мало и других эффективных источников ионизации для его образования нет.

Слой E расположен на высотах от 90 до 120 км. Он формируется за счет ионизации атмосферы мягким рентгеновским излучением XUV с длиной волны 10-1 нм совместно с экстремальным ультрафиолетовым излучением EUV с длиной волны 91-30 нм. Этот слой существует и в ночное время за счет бОльшего, чем в слое D, времени жизни заряженных частиц и наличия дополнительных источников ионизации. При определенных условиях на верхней границе данного слоя образуется спорадический слой Es с высокой отражающей способностью.

Слой F1 расположен на высотах от 120 до 200-220 км, а слой F2 — над слоем F1 до высот 400-500 км и более. Эти слои формируются за счет ионизации атмосферы экстремальным ультрафиолетовым излучением EUV с длиной волны 91 — 30 нм, а также частицами солнечного ветра, космическими излучениями и др.

Рис.3.2. Воздействие ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца на атмосферу.

Слои E, F1 и F2 играют положительную роль в распространении радиоволн наземной радиосвязи, отражая их с минимальными потерями, и негативную — в распространение радиоволн спутниковой связи за счет различных ионосферных эффектов — поглощения, сцинтилляций, вращения плоскости поляризации, задержки распространения сигнала и пр.

В отличие от этих слоев слой D играет негативную роль в распространении радиоволн, в основном в светлое время суток, поскольку ночью этот слой почти полностью исчезает. В частности, радиоволнам диапазонов СДВ и ДВ, которые хорошо отражаются как слоем D, так и слоем E, днем приходится совершать больше скачков, чем ночью, из-за разности высот данных слоев (см. здесь.). Радиоволны диапазонов СВ и низкочастотного участка КВ полностью поглощаются слоем D, вследствие чего днем распространяются только земной волной, без отражения от ионосферы. Радиоволны высокочастотного участка диапазона КВ (выше 5-10 МГц ) слабо поглощаются слоем D в обычных условиях, поэтому проходят сквозь него с минимальными потерями и далее отражаются от слоев E, F1 или F2 (в зависимости от частоты). Однако при мощных солнечных вспышках, сопровождающихся многократным возрастанием уровней ультрафиолетового и рентгеновского излучений, степень ионизации слоя D резко возрастает и он может полностью поглощать радиоволны диапазона КВ, блокируя радиосвязь.

Параметры ионосферных слоев и, как следствие, параметры распространения радиоволн подвержены временнЫм вариациям, определяемым вариациями ионизирующих излучений, в т.ч. суточным — связанным с вращением Земли вокруг своей оси, сезонным — связанным с вращением Земли вокруг Солнца, многолетним — связанным с многолетним циклом солнечной активности, а также случайным, связанным со случайными кратковременными флуктуациям солнечных процессов.

Подробное рассмотрение влияния ультрафиолетового и рентгеновского излучений на параметры ионосферы в их взаимосвязи с распространением радиоволн выходит за рамки тематики космической погоды и является предметом отдельного обзора.

Необходимо также отметить, что под воздействием ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца верхние слои атмосферы не только ионизируются, но инагреваются, что приводит к эффекту «разбухания» атмосферы в сторону бОльших высот. Особенно сильно данный эффект проявляется при мощных солнечных вспышках, при этом «разбухшая» атмосфера становится источником кинетического воздействия на низкоорбитальные спутники, что может приводить к их торможению, понижению орбит и падению, а также к повреждению их оболочек и установленных на них приборов и агрегатов.

3.3. ВОЗДЕЙСТВИЕ НА СТРАТОСФЕРУ

Рентгеновское излучение полностью затрачивает свою энергию на ионизацию слоев D и E и до стратосферы не доходит. Точно так же. не доходит до стратосферы экстремальный ультрафиолет, начиная с линии альфа Лаймана. Оставшийся участок ультрафиолетового спектра от 400 до 122 нм распределяется на три области:

• область от 200 до 122 нм (часть коротковолновый области опасного ультрафиолета UVC) — область ультрафиолетового излучения, полностью поглощаемая кислородом в ходе фотохимической реакции образования озона и, соответственно, озонового слоя;
• область от 290 до 200 нм (длинноволновая область опасного ультрафиолета UVC плюс коротковолновая область частично опасного ультрафиолета UVB) — область ультрафиолетового излучения, не связанная с образованием озона, но полностью задерживаемая озоновым слоем;
• область от 400 до 290 нм (весь безопасный ультрафиолет UVA плюс длинноволновая область частично опасного ультрафиолета UVB) — область ультрафиолетового излучения, достигающая земной поверхности.

Уровень мощности ультрафиолетового излучения, достигающего земной поверхности, является важным фактором, который может вызвать заболевания кожи и глаз, поэтому его допустимые и опасные для человеческого организма дозы регламентируются Всемирной Организацией Здравоохранения, а его уровень, именуемый ультрафиолетовым индексом, регистрируется сетью метеорологических станций. Данный индекс зависит не только от потока ультрафиолетового излучения солнца, но и от целого ряда локальных факторов — широты местности, времени года, времени суток, высоты над уровнем моря, погодных условий, наличия и параметров отражающих сред (снег, водная поверхность, дымка и пр.) и других условий. По этим причинам ультрафиолетовое излучение, достигающее земной поверхности, хотя и является порождением фактора космической погоды и солнечной активности, само по себе к ним не относится. Его более подробное описание, равно как и описание проблематики озонового слоя, выходит за рамки настоящего обзора и здесь не приводится.

Рис.3.3. Ультрафиолетовый индекс, его шкала и пример карты индексов.

(Источник иллюстраций: Global Solar UV Index: Practical Guide. World Health Organization)

3.4. ИЗМЕРЕНИЕ И МОНИТОРИНГ

Как видно из изложенного выше, ультрафиолетовое и рентгеновское излучения являются значимыми факторами космической погоды, непосредственно зависяшими от солнечной активности и определяющими параметры функционирования ряда важнейших областей техносферы, в первую очередь радиосвязи. Поэтому мониторинг и прогнозирование их параметров является одной из главнейших задач наблюдения за факторами космической погоды.

Измерение параметров данных излучений Солнца наземными средствами невозможно, т.к. рентгеновское излучение полностью, а ультрафиолетовое — в значительной части поглощаются атмосферой, поэтому для этой цели используют искусственные спутники Земли. В частности, такая аппаратура устанавливается на американских геостационарных спутниках серии GOES. На момент написания настоящего обзора это спутник GOES-16, информация с которого находится в свободном доступе на файловом сервере NOAA как в виде текстовых данных, так и в виде графиков,в т.ч. для различных участков спектра, различных интервалов усреднения и различных интервалов представления.

Рис.3.4. Графический формат представления данных о рентгеновском излучении Солнца.

Спутник GOES 16, данные с сервера NOAA. Красный график — поток излучения в интервале длин волн 0.5 — 4.0 нм (long — длинноволновый), синий — в интервале длин волн 0.1 — 0.8 нм (short — коротковолновый).

Мониторинг ультрафиолетового и рентгеновского излучений на спутниках серии GOES осуществляет система EXIS (Extreme ultraviolet and X-rays Irradiance Sensor), включающая подсистему EUVS (Extreme UV Sensor), регистрирующую излучение в диапазоне 5 — 127 нм, и подсистему XRS (X-Rays Sensor), регистрирующую излучение в диапазонах 0.1 — 0.8 нм и 0.5 — 4.0 нм. На спутниках GOES 15 и предыдущих подсистема мониторинга ультрафиолетового излучения EUVS присутствовала и в файловом архиве NOAA публиковались соответствующие файлы как в текстовом, так и в графическом форматах, в т.ч. по мощности излучения на линии Лаймана Lα. Однако данные по мониторингу УФ излучения спутником GOES-16 в архиве NOAA отсутствуют и на страпнице статуса спутника [1] ссылка для доступа к ним отсутствует. Причина этого на момент написания настоящего обзора не установлена. Однако следует заметить, что в отличие от данных мониторинга рентгеновского излучения, всплески которого могут вызывать полный блэкаут КВ радиосвязи, данные мониторинга УФ излучения не столь востребованы, т.к. прямо не связаны с негативными явлениями типа нарушения радиосвязи, а оценка с их помощью параметров верхних слоев ионосферы менее информативна, чем прямые измерения с помощью радиозондирования с помощью ионозондов, радиолокаторов и систем на основе GPS. Более подробно о мониторинге параметров ионосферы, а также о спутниках GOES и их оборудовании см. в отдельных обзорах.

Уровни рентгеновского излучения отображаются в логарифмическом масштабе — от 10^-9 Вт/м2 до 10^-2 Вт/м2, причем 5 интервалам уровней присвоены классы, в т.ч.

Для более точного указания мощности применяют буквенно-цифровое обозначение с указанием класса и множителя. Например, обозначение M.8 соответствует мощности вспышки 8×10 -5 Вт/см2, C5.7 — 5.7×10 -6 Вт/см2, а X12 — 12×10 -4 Вт/см2.

Вспышки классов A и B более относятся к фоновому уровню, нежели к вспышкам. Вспышки класса C опасности для радиосвязи не представляют. Вспышки классов M и X представляют опасность в соответствии с таблицей.

f max — максимальная частота блокируемого радиосигнала; число за цикл — среднее число вспышек за 11-летний цикл солнечной активности.

Особо следует отметить, что солнечные вспышки являются признаком выброса больших количеств солнечного вещества, формирующего солнечный ветер, поэтому их параметры являются одной из основ прогнозирования параметров солнечного ветра на орбите Земли, и, соответственно, его влияния на магнитосферу и ионосферу, в т.ч. на возникновение магнитных бурь и т.н. протонных событий (более подробно см. в главе Солнечный ветер).

Источник