«РЕДКИЕ» БЕЛЫЕ ВСПЫШКИ НА СОЛНЦЕ ПРОИСХОДЯТ ПОВСЮДУ

Солнечные вспышки — это внезапные выбросы магнитной энергии. Они испускают излучение, энергичные частицы и плазму, которые определяют космическую погоду во всей Солнечной системе. Особый класс вспышек заставляет становиться ярче даже видимый свет Солнца: это белые вспышки (white-light flares). Первую зарегистрированную белую вспышку независимо друг от друга наблюдали Кэррингтон и Ходжсон в 1859 году.

С тех пор они считались редкими и экстремальными. Бо́льшая часть энергии вспышки высвобождается высоко в короне, и трудно донести достаточно её вниз, чтобы нагреть глубокие слои, излучающие видимый свет. Ранние наземные исследования насчитывали лишь несколько таких вспышек в год. До запуска Обсерватории солнечной динамики NASA (SDO) белыми были надёжно признаны лишь около 150 вспышек; сегодня их счёт идёт на несколько сотен, в основном это вспышки крупнейших классов, X и M. Вспышки делят по яркости в рентгеновском диапазоне на классы B, C, M и X — от самых слабых к самым сильным. Другой лагерь давно утверждал обратное: в белом свете может светиться любая вспышка, а телескопам просто не хватало чувствительности, чтобы это увидеть.

Пиксель за пикселем

Шуанхун Ли (Shuanghong Li), Юнлян Сун (Yongliang Song) и их коллеги из Национальных астрономических обсерваторий Китая и Западно-Китайского педагогического университета решили закрыть этот вопрос с помощью камеры HMI на SDO, которая более 15 лет фотографирует видимую поверхность Солнца каждые 45 секунд с пикселями размером около половины угловой секунды (угловая секунда — крошечный угол, 1/3600 градуса).

Их метод нарочито прост. Для каждого пикселя в области вспышки они прослеживают его яркость во времени, вычитают медленно меняющийся фон и ищут импульсы. Если сильнейший импульс во время вспышки выделяется на фоне импульсов до и после неё не менее чем на шестикратную величину их разброса, пиксель считается светящимся. Изолированные пятнышки из одного-двух пикселей отбрасываются, чтобы исключить попадания космических лучей и шумные пиксели. Один и тот же порог применяется ко всем вспышкам.

Они выбрали требовательную выборку: 769 активных областей — магнитных участков вокруг солнечных пятен, где рождаются вспышки, — выбранных среди наименее активных, каждая из которых дала меньше десяти вспышек, в период с января 2011 по май 2025 года. Получилось 1951 вспышка — 547 класса B, самой слабой категории в выборке, 1316 класса C, 88 класса M и ни одного гиганта класса X.

Каждая вторая вспышка

1012 из 1951 вспышки светились в белом свете: 51,9%. Доля растёт с мощностью вспышки: 36,9% для класса B, 55,9% для класса C и 85,2% для класса M. «Впервые», как пишут авторы, белое излучение оказывается широко распространённым даже среди вспышек класса B.

Две трети спокойных областей (508 из 769) дали хотя бы одну белую вспышку. Чем больше вспышек давала область, тем выше была вероятность: 43,6% областей с одной вспышкой, 68,1% — с двумя, 76,5% — с тремя, 86,1% — с четырьмя и почти все области с шестью и более. Год за годом эта доля тесно следовала за числом солнечных пятен в изученных областях (коэффициент корреляции r ≈ 0,85). Она не проявила предпочтения к какой-либо широте и следовала солнечному циклу: около 57% вспышек в 24-м цикле и 45% на данный момент в 25-м.

У всех на виду

Почему их так долго пропускали? Светящиеся участки, которые авторы называют ядрами, крошечные: в основном меньше 2 квадратных угловых секунд (около восьми пикселей камеры) и никогда не больше 5 квадратных угловых секунд. Они длятся в основном от 6 до 16 минут и делают поверхность ярче лишь на 3–20%, как правило на 6–9%, — как раз около порога в 8%, который во многих прежних исследованиях служил критерием обнаружения.

Главное же — большинство из них лежит вне солнечных пятен, на спокойном Солнце: 91,4% ядер во вспышках класса B, 86,1% в классе C и всё ещё 74,4% в классе M. Там, на уже ярком фоне, контраст слаб, и его трудно заметить на глаз. А когда у вспышки несколько ядер, они обычно разгораются не синхронно, поэтому при сравнении всего двух снимков некоторые из них теряются. У слабых вспышек в основном одно ядро; у вспышек класса M их обычно больше трёх.

Что определяет свечение

Яркость ядра, однако, никак не связана ни с классом вспышки, ни с местным магнитным полем, ни с размером ядра. Она связана с тем, как долго длится свечение ядра и сколько времени занимает его нарастание. Авторы предполагают, что магнитная конфигурация в момент вспышки определяет, насколько эффективно нагревается глубокая атмосфера. Примерно половина ядер достигает пика между двумя опорными точками рентгеновского сигнала вспышки, что указывает на сочетание разных процессов нагрева.

За пределами Солнца

Это открытие касается не только нашей звезды. Белые солнечные вспышки похожи на вспышки на других звёздах, а слабые звёздные вспышки тонут в свете всей звезды. Звёзды, на которых вспышек не наблюдали, предполагают авторы, могут быть столь же активными, как Солнце. Они также перечисляют собственные ограничения: всё, что короче 45 секунд или меньше половины угловой секунды, ускользает от камеры, изолированные пятнышки были отброшены, а выборка состоит в основном из слабых вспышек.

Исследование, отмечают его авторы, выходит спустя более чем 170 лет после наблюдения Кэррингтона — и в год 200-летия со дня его рождения.