ТАРАУ. Астрофизика элементтері. 12 глава

11 жылдық циклінің басында, Күн белсенділігінің минимумінен кейін, Күн экваторынан алыс, ~30⁰-40⁰ ендікте, күшті азимутал магнит өрісімен бірге күн дақтары пайда болады. Цикл жүрісінде дақтар аумағы (азимутал магнит өрісімен бірге) экваторға қарай түседі, және де ~15 ⁰ дейін магнит өрісі, Күн дақтар ауданы мен саны өседі (ол Күн белсенділігінің максимумы болып табылады), ал одан соң, ~ 8 ⁰ дейін қозғалғанда, арғы (қарама- қарсы) жартышардың өрісімен әлсізденіп, азаяды (ол КБ-ң келесі минимумы болып табылады). Одан кейін жоғары ендіктерде жаңа циклінің дақтары (азимутал өрістермен бірге) пайда болады. Бұл заңдылықтар тек Күн дақтарына ғана емес, басқа да белсенді аймақтарға жарамды. Әдетте дақтар жалғыз емес, топ- тобымен кездеседі, және де топта олар көбінесе екі - жетекші (батыс) және тұйықтаушы (шығыс) – дақтар айналасында қоюланады. Жетекші және тұйықтаушы дақтардағы магнит өрістер полярлығы қарама- қарсы болады (N(+) және S (-)), және де дақтар үстіндегі белсенді аймақтың құрылымы өрістің күш сызықтары бір дақтан шығып, екінші даққа кіретіндей болатындығын көрсетеді. Бір цикл ішінде бір жартышардағы барлық жетекші дақтар бірдей, басқа жартышардағы жетекші дақтарға қарама- қарсы, үйектелген (полярланған) болады. Бұл екі жартышардағы азимутал өрістің бағыты қарама- қарсы болатындығын көрсетеді. Келесі циклде барлық полярлық керісіншеге ауысады. Американдық астрономдар Бэбкок пен Лейтон түсініктері бойынша, белсенді аймақтардың тұйықтаушы бөліктерінің қалдықтары, ұзақ уақыт жойылмайтын протуберанецтермен бірге, Күннің сәйкес үйектеріне (полюстарына) ығысады да, содағы әлсіз полаидал өрісті теңестіріп, кері таңбалы өрісті түзеді. Үйектік күн магнит өрістері максимал кернеулігіне (~1 Э) күн белсендігі циклінің минимумы қасында жететді де, Күн белсенділігі максимумы кезеңінде жойылып, таңбасын ауыстырады. Сонымен, үйектік аймақтардағы құбылыстардың төмен ендіктердегілерден, белсенді аймақтар қалдықтарының экватор аймақтарынан үйек (полюс) аймақтарына ығысу уақытына байланысты, фаза бойынша артта қалуы байқалады. Мысалы, азимутал өріс таңбасын Күн белсенділігінің минимумында ауыстырса, полаидал (үйектік) өріс таңбасын Күн белсенділігінің максимумында ауыстырады. Паркер түсініктері бойынша таңбасын ауыстырған кезде полоидал өріс жойылмайды, бағытының өзгеруі дипольдің төңкерісі сияқты болады.

Белгілі магнит жағдайына (яғни қаланған жартышардағы азимутал және үйектік (полюстық) магнит өрістерінің белгілі үйектілігіне) қайта келуі 22 жылдан кейін болады, яғни магнит циклінің мерзімі 22 жылдан тұрады.

Мұнда келесіні ескерту керек. 11 жылға тең күн белсенділігі циклінің мерзімі (яғни 22 жылға тең магнит циклінің мерзімі) статистикалық (орташа) мерзімі болып табылады, күн белсенділігінің нақты периоды ~7 жылдан ~15 жылға дейін өзгереді.

3.2.11. Күн тәжінің кеңеюі. Күн желі

Паркер тәждің жоғарыда айтылған жоғары температурасын ескеріп, Күннің гравитациялық өрісіндегі тәж үшін гидродинамикалық теңдеуді шешті. Паркер тәжге екі қарама-қарсы күш әрекет етеді деп есептеді – Күн орталығына бағытталған гравитациялық күш және сыртына бағытталған қысым күші. Әсері болуы мүмкін басқа күштің - жұлдызаралық орта қысымының - Күн қасындағы әсері аталмыш күштерге қарағанда елемейтіндей аз болып қарастырылды (бұл дерек тәжірибемен расталады).

Нәтиже мынадай болып шықты. Тәждің температурасы жоғарыда айтылғандай болса, ол гидростатикалық тепе-теңдік күйде бола алмайды: гравитациялық өрістің қысымы тәждің термодинамикалық қысымын теңестіре алмайды (гравитациялық күш термодинамикалық қысым күшінен әлсіздеу болып шығады), демек, тәж кеңейеді. Паркердің шешуі бойынша (бұл кейін тәжірибемен де расталды) тәж кеңеюі суреттегідей болады, яғни Күн маңында кеңею жылдамдығы

3.7 сурет - Изотермалық тәж кеңею жылдамдығының Күн орталығынан қашықтыққа тәуелділігі. RК~0,7*106км.

нөлге жақын (ол түсінікті), Күннен кейбір (алыс емес) кризистік қашықтықта v_c сындық мәнінен өтеді де, асадыбыстыға жетеді. Сындық нүкте, егер тәж температурасы кейбір T=GM_Кm/4kgR_К, мұндағы m-протонның массасы, g -адиабата көрсеткіші, мәнінен аз болса, Күн бетінен жоғары орналасады. Ал тағы бір қашықтықтан бастап v_c өзгермейді, дерлік.

Сонымен, Паркер Күннен сыртқа қарай тәж плазмасының үздіксіз ағыны болуға тиісті екендігін көрсетті. Бұл ағын Күн желі деп аталады да, шамамен радиал, бірақ изотропты емес таралады. Эксперимент тәж плазмасының ағындарын екі топқа бөлуге болатындығын көрсетті. Ол баяу ағындар (n~300км/с) және шапшаң ағындар (n~600-700км/с). Күн желі ағындарының бұл екі тобының бар болуын тәждің әртүрлі аймақтарындағы Күн магнит өрісінің әртүрлі геометриясымен түсіндіруге болады. Мысалы, тұтылу кезінде тәждің жасыл сызығының жарығында алынатын кеңістіктік айыруы жоғары суреттер және радио- мен рентген бақылаулары мынаны көрсетті: тәждің тәждік конденсациялары деп аталатын белсенді аймақтары мен барлық дерлік тынық тәждегі зат магнит күш сызықтарының шоқтары болып табылатын тұзақтарда (аркаларда) шоғырланған екен (тынық аймақтардағы тұзақтар айқынсыздау білдірілген). Жоғарыда айтылғандай, магнит өрісі энергияның күш сызықтары бойымен тасымалдануына бөгет болып шықпайды, бірақ өріске көлденең бағыттағы тасымалдау құбылыстарын елеулі түрде қиындатады. Сондықтан тәж затының планета аралық кеңістікке ағылуы қиындаған болады (ол магнит күш сызығына көлденең болады, мысалы, «Күн магнит өрістері» дәрістегі 1 суретті қараңыз).

Бірақ зат планета аралық кеңістікке босанып шығатын мүмкіндіктер де бар екен. Күн тәжінің кейбір аймақтарында тұзақтар жоқ болады. Рентген сәулелердегі жарықтылығы төмендеген болғанына байланысты бұл аймақтарды тәждік жыртықтар (тесіктер) деп атайды. Тәждік жыртықтарға мынау тән:

1) олар фотосфераның униполяр магнит аймақтары үстінен орналасқан, сондықтан магнит күш сызықтары планета аралық кеңістікке шығып, оның Күннен алыс жерінде тұйықталатын ашық магнит құрылымдар болып табылады;

2) тікелей тәждік жыртықтар үстіндегі тәждің тығыздығы көршілес аймақтарға қарағанда шамамен 3 есе төмен;

3) тәждік жыртықтардың үстіндегі тәждің температурасы 10⁶ К-ге дейін төмендеген болады (қалыпты аймақтарда температура );

4) тәждік жыртықтардағы хромосфера мен тәждің арасындағы өтпелі қабаттың қалыңдығы олардан тыс қалыңдығынан шамамен 3 есе көп.

Соңғы 3 жағдай тәждік жыртықтардан энергия ағылуының екі негізгі механизмдері болып табылатын сыртқа қарай сәулелендірудің және хромосфера мен тәж арасындағы ÑТ температура градиенті арқылы болатын тәжден хромосфераға қайта қарай жылу өткізгіштігінің (тәж хромосферадан ыстық) әлсізденуіне әкеледі. Шынында да, сәулелену қарқындылығы зат тығыздығы кеміген сайын азаяды, жылу өткізгіштігі ÑТ сайын азаяды, ал тәжілік астындағы температура градиенті өтпелі қабат қалыңдығының артқан және тәждік жыртықтардағы температура төмендеген болғанына байланысты (ÑТ=DT/Dx) басқа аймақтардағыдан бірнеше есе аз болады.

Бұнымен бір мезгілде тәжілік жыртықтармен көршілес аймақтарға энергияның келіп түсуі шамамен бірдей. Мұның нәтижесінде түзілетін энергия артығы, тәжілік жыртықтарындағы магнит өрісінің конфигурациясы зат ағып кетуіне кедергі жасамайтындай болғандықтан, жыртықтардан ағып шығатын затпен әкетіледі, яғни күн желін үдетуге жұмсалады деген болжауды жасаұға қисынды.

Бұл болжау тәжірибелік мәліметтермен расталады. Мысалы, Налт және басқалармен 1976 жылғы орындалған күн желінің шапшаң ағындарымен экватор қасындағы тәждік жыртықтар орналасқан жерлерін салыстыру нәтижесінде үш тәждік жыртықтармен байланысты үш жылдамдығы жоғары ағын табылды; тәждік жыртықтар аудандары мен олармен байланысты шапшаң ағындардағы күн желінің максимал жылдамдығы арасындағы корреляция коэффициенті өте жоғары болып шықты (0,96); шапшаң ағындардағы және тәждік жыртықтар негізіндегі магнит өрісінің үйектігі (полярлығы) арасында күткендей корреляция табылды. Келтірілген мәліметтер гелиоэкватор қасындағы тәжідік жыртықтар Жер қасында байқалған Күн желінің шапшаң ағындарының көзі болып табылғандығын растайды. Бұл жерде мынаны айту қызық: 1979 жылы Нойс Күн үйектер (полюстар) қасында ұзақ уақыт ішінде жойылмайтын, ауданы гелиоэкватор қасындағылардан өте көп тәждік жыртықтар байқалатынын ескертіп, жоғары ендіктердегі Күн желі экватордағыдан айтарлықтай шапшаң болуы мүмкін деген болжау жасады. 1990-шы жылдары гелиомагнитсфераның жоғары ендіктерінде ұшқан ULYSSIS деген ғарыш кемесінде алынған нәтижелер бұл болжауды толығымен растады: Күннің үйектік (полюстық) аймақтардан ағып шығатын Күн желінің жылдамдығы өте жоғары болып шықты. (шамамен 700-800 км/с, экваторлық күн желінің орташа жылдамдығы шамамен 400 км/с).

Сонымен күн желінің шапшаң ағындары тәждік жыртықтармен тығыз байланысты екендігі тәжірибе арқылы дәлелденген деп айтуға болады. Баяу ағындар да ауданы аздау тәждік жыртықтардан ағылуы мүмкін. Бірақ, бұл ағындардың магнит өрісінің айтарлықтай тангенциал құраушысы бар аймақтардан ағылуы одан көрі ықтималдау болып көрінеді.

Кеңеюден Күн желінің тығыздығы азаяды, ал жылдамдығы белгілі қашықтықтан бастап дерлік тұрақты қалады, сондықтан күн желінің қысымы күннен қашықтық өскен сайын кемиді де, белгілі бір қашықтықта жұлдызаралық орта қысымымен теңеседі. Бұның нәтижесінде күн желінің кеңеюі тоқталады, және де күн желінің кеңею жылдамдығы аса дыбысты болғандықтан, жұлдыз аралық ортамен шекарада соққы толқын фронты түзіледі. Яғни гелиомагнит сфера деп аталатын күн желімен толтырылған ғарыш кеңістігі аймағының анық шекарасы бар, бұл шекарадан әрі күн желі таралмайды.

3.2.12. Планетааралық магнит өрісі (ПМӨ)

Тәж плазмасы үшін идеал өткізгіштік жуықтау жарамды, өйткені тәждің сипатты өлшемінің үлкендігіне байланысты, сөну уақыты өте жоғары болады. Сондықтан тәждегі күн магнит өрістері тәж плазмасына қатырылған болады. Кейбір гелиоцентрлік қашықтықтан бастап, магнит қысымы плазманың кинетикалық энергиясың тығыздығынан аз болады. Демек тәждің магнит өрістері плазма бөлшектері артынан қозғалып, планета аралық ортаға әкетіледі де, ПМӨ-ні құрайды. Яғни планетааралық магнит өрістері күн желі плазмасымен планета аралық кеңістікте шығарылған күн магнит өрістері болып табылады. Паркер үлгісі бойынша плазма бөлшектері, олармен байланысты магнит күш сызығының учаскелері де, шамамен радиал бағытта қозғалады, ал күш сызығының “негізі”, “күн бетіндегі” белгілі нүктемен байланысқан болғандықтан, күнмен бірге айналады. Мұның нәтижесінде ПМӨ күш сызықтары Архимед шиыршығына (спираліне) жақын пішінді алады (3.8 суретті қара)

3.8 сурет - Планетааралық магнит өрісінің күш сызығының пішіні.

Әзір біз идеал жағдайды, яғни күн желі изатропты түрде және тұрақты жылдамдықпен ағылатын жағдайды қарастырып отырмыз.

Шиыршық орамдары конусының бетінде орналасады. Үйектерге жақындаған сайын ( ) B_j құраушының азаюынан жоғары ендіктердегі ПМӨ көптен-көп радиал бола береді.

Эклиптика жазықтығында (көбінесе біз оны гелио экватор жазықтығымен беттеседі деп есептейміз) магнит өрісі секторлық құрылымын білдіреді, әр сектордағы магнит өрісінің радиал құраушысы не күнге қарай, не күннен қарай бағытталған. Көбінесе не екі, не төрт күнмен бірге айналатын сектор байқалады. ПМӨ- нің секторлық құрылымы планета аралық ортада тоқтық қабаттың бар болуының салдары болып табылады. Бұл тоқ қабатын швед астрофизика Альбенмен алдын ала болжаған еді. Ол күндегі белсенді аймақтармен байланысты тәж бөліктерден өтеді де, күн магнит өрісінің радиал құраушысы қарама-қарсы бағытталған белсенді аймақтарды бөледі. Тоқтық қабат шамамен Күн экваторы жазықтығында орналасады және қатпарлы (балерина белдемшесіндей) болып келеді. Күннің айналуы қатпарлардың шиыршыққа оралуына әкеледі. Тоқтық қабат магнит өрісінің кенет өзгеруін тудырады. Одан жоғары ПМӨ- нің радиал құраушысы бір таңбалы (бағытты) болады, тоқтық қабаттан төмен - қарама-қарсы таңбалы (бағытта) болады. Эклиптика жазықтығының қасында қозғалып, бақылаушы (мысалы, Жердегі бақылаушы) тоқтық қабаттан біресе жоғары, біресе төмен аймақтарға түседі де, ПМӨ- нің радиал құраушысының таңбасы әр- түрлі секторларға түседі.

ПМӨ құраушыларының кеңістіктік тәуелділігіне және шиыршық пен радиал бағыт арасындағы бұрышына қатысты Паркер үлгісінің салдарлары ғарыштық аппарат ұшырулар жүрісінде тексерілген. Паркер үлгісіне сәйкес ПМӨ-нің радиал құраушысы r –ге r^-2 заңы бойынша тәуелді, бұл тәуелділік эксперимент жүзінде расталды. Азимуттік құраушысы үшін үйлесімділік нашарлау болып шықты. Әртүрлі авторлар r^-a тәуелділігі үшін a=(0,8¸1,6) мәндерін келтіреді. Яғни азимуттік құраушы Паркер үлгісіне барлық жағдайларда дәл келмейді, дегенмен теорияның бақылау мәліметтерімен үйлесімділігі тұтас алғанда қанағаттанарлық деп есептеуге болады. Тәжірибелік тәуелділіктердің Паркер үлгісінен айырмашылығы ғарыштық аппараттың көбі ұшқан 1¸10 а.б. қашықтықтарда магнит энергиясы күн желінің кинетикалық энергиясынан екі реттілікке дерлік төмен болғанына байланысты болуы мүмкін. Бұл себептен күн желі ағылуының сфералық симметриясынан үлкен емес ауытқуы күн желінің жылдамдығы мен концентрациясына әсер етпей дерлік, магнит өрісінің айтарлықтай өзгеруіне әкеле алады.

Біз қарастырғанымыз - идеал жағдай. Күнде болатын құбылыстар күн желінің тынық, реттелген, изотропты ағылуын бұзады.Кейде Күннің бөлек аймақтарында күн желі бөлшектері жылдамдығының кенет өсуі үшін шарттар туады. Осының нәтижесінде планета аралық кеңістікке күн айналу арқылы Архимед спираліне оралатын шапшаң плазма ағыны ұмтылады. Шапшаң бөлшектер бұрын шығарылған тынық ағынның бөлшектерін қуып жетеді. Бұл шапшаң ағын алдындағы плазманың сығылуына, демек оған қатырылған магнит өрісінің өсуіне, ал ағын артындағы плазманың сиретілуіне, демек магнит өрісінің азаюына, әкеледі. Шапшаң ағынның баяу ағынға қатысты жылдамдығы аса дыбысты болғанда, олардың шекарасында соққы толқын қалыптасады. Соққы толқындардың бар болуы, әртүрлі плазмалық орнықсыздықтардың (үзілістер, магнит өрісінің (Альвен толқындар) және зат тығыздығының (магнитдыбыс толқындары) тербелістері, т.б.) әсері планетааралық кеңістікте ұйытылмаған шиыршықты магнит өрсімен қатар кездейсоқ, жүйесіз магнит өрістерінің пайда болуына әкеледі. Бұл кездейсоқ магнит өрістер планетааралық ортада магнит біртекті еместіктерінің жүйесін құрайды, бұл біртекті еместіктердің өлшемдері бір астрономиялық бірліктен 100 км-ге дейінгі өте кең спектрді құрайды. Жоғарыда қарастырылған ПМӨ- нің секторлары магнит біртекті еместіктердің ең ірілері болып табылады.

Сонымен ПМӨ екі құраушыдан тұрады: ол жүйелі (реттелген, ірі масштабты) және кездейсоқ құраушылар. Кездейсоқ құраушыны сипаттау үшін магнит біртекті еместіктерінің жиіліктік спектрі деп аталатын түсінікті қолданады. Ол өлшемдері әртүрлі магнит біртекті еместіктеріне кездейсоқ магнит өрісінің қандай энергиясының келетінін, былайша айтқанда кездейсоқ магнит өрісінің энергиясы өлшемдері әртүрлі магнит біртекті еместіктер арасында қалай үлестірілгенін көрсетеді. Оны қалай табады? ПМӨ-ні өлшеп тұрған ғарыштық аппарат арқылы магнит біртекті еместіктері u Күн желі жылдамдығымен өтеді, яғни біртекті еместіктердің T өту уақытын (периодын) өлшеп, оның өлшемін табуға болады (l=Т ^.u). Периодтың орнына әдетте жиілікті қолданады: n= 1/T. Ал B²/8p-ге тең біртекті еместіктегі магнит өрісінің энергиясы орнына – жиіліктің белгілі аралығындағы магнит өрісінің энергиясын, оны бұл жағдайда энергия тығыздығы деп атайды. Сонда, магнит энергиясы тығыздығының кездейсоқ ПМӨ-ң жиілігіне тәуелділігі ПМӨ-ң жиіліктік спектрі деп аталады. Өлшеулер бұл спектрдің суреттегідей түрін бертеді. Яғги, ПМӨ-ң жиіліктік спектрінің түрі – құламалы.

3.3. Күннің радиосәулеленуі

Күннің радиосәулеленуі жүйелі түрде 1946-1947 жылдардан бастап ең алғашқы нәтижелі бақылаулардан кейін зерттеле бастады. Алғашқы бақылауды 1942ж. ғалым Саусворт 3 және 10 см. толқын ұзындықтарындағы Күннің жылулық сәулеленуін зерттеу мақсатында жүргізді. 1943ж. Ребер 1.9 м. толқын ұзындығындағы Күн тәжінің радиосәулеленуін бақылады. Бұл екі жағдайда да Күннен келетін ағын шамасы оның көрінетін бетіндегі жылу ағынының шамасынан (Т=6000° К) анағұрлым жоғары болды. Осы кезден бастап Күннің радиоаймақтағы жарықтық температурасының жоғары болуын оның сыртқы ыстық атмосферасының жылулық сәулеленуімен байланыстыра бастады.

Күннің радиосәулеленуінің зерттелуі біздің хромосфера және күн тәжінің физикалық күйлері мен ірімасштабты құрылымы тұрғысындағы түсініктерімізге елеулі өзгерістер енгізді.

1942ж. тағы бір ірі жаңалық ашылды: ағылшынның радиолокациялық станциялар тобы 4-6м. толқын ұзындықтары аймағында Күннен келген қатты шуылды тіркеді. Оның интенсивтілігі уақыт өтуімен өзгеріп отырды, бірақ 2 (екі) күнннен көп уақыт бойында оның шамасы жоғары деңгейде сақталғандығы бақыланды. Хей осы аталған бақылауларды салыстыра отырып, оларды Күндегі жоғары белсенділікпен (әсіресе Күн жарқылымен) байланыстырды. Күн жарқылы мен радиосәулеленуі ашылуының күн белсенділігін зерттеуде маңызы өте зор болды.

3.3.1 Радиожарқылдар, олардың пайда болуы және түрлері

Күн белсенділігінің радиосәулелену ағынының шамасы оның толық бір циклы ішінде екі есеге дейін өзгереді. Бірақ бұл өзгерістердің тұрақты («қалыпты») бөлігін бөліп алып көрсетуге болады. Бұл тұрақтылық күн тәжі мен хромосфераның жылулық сәулеленуімен байланысты.

Сурет. 3.9. 21 см толқындағы Күн картасы (сол жақта) және

Fe XIV l5303 Å сызығындағы тәж изофотосы (оң жақта)

Ал, айнымалы құрылымның түзілуі тәждік конденсациялардың пайда болуымен түсіндіріледі. Бізді қызықтыратын Күннің ең үлкен сезгіштік индикаторы – радиосәулелену жарқылдары.

Радиосәулелену жарқылы Күннің белсенді аймағына байланысты болады, хромосфералық жарқ ету кезінен басталып кең спектрлік жиілікке қарай жиілей түседі. Ұзақтығы секундтан бірнеше сағатқа дейін, толқын ұзындығы 1 см ден 50 м-ге дейінгі кең ауқымдағы жарқылдардың бірнеше түрін ажыратуға болады [2].

Белсенді Күннің радиосәулеленуін тәждік конденсациялармен қатар ұзындықтары секундтан бірнеше сағатқа дейін созылатын қысқа уақыттық жарқылдармен де байланыстыруға болады.

Жарқылдардың төменде бірнеше негізгі түрлері келтірілген және олар ˝уақыт–толқын ұзындығы˝ диаграммасында (3.10 сурет) штрихталған аймақтар түрінде көрсетілген.

Микротолқындық жарқылдар сантиметрлік толқындарда көрінеді (λ≤10–10см). 250 МГц-тен жоғары жиіліктерде микротолқындық жарқылдармен қатар дециметрлік континуум байқалады, ол бұрыштық өлшемі аз көздерден (2¢–5¢) өндіріледі, яғни микротолқындық жарқыл көздерінің өлшеміне жақын деген сөз. Жарықтылық температурасы T_b ~ 10⁶–10⁹ K.

3.10 сурет. Күннің радиожарқылдардың спектрлік классификациясы [3].

Өндіру аймағы жарқ ету маңайында орналасады, фотосферадан биіктікте, яғни тәждің ең төменгі қабаттарында. Дециметрлік континуум магниттік тежелу сәулеленуінде пайда болады. Ол дақ топтарының биполярлық магнит өрісінде пайда болатын тұзаққа жарқ ету аймағынан инжекцияланады [3].

І типті жарқылдар негізінен метрлік толқындарда байқалады. Бірнеше сағат немесе бірнеше тәулікке созылады. Олар ұзақтығы шамамен бір секундқа созылатын мыңдаған жарқылдардан тұрады және толық жиілігі бірнеше МГц-ке дейін жетеді. І типті жарқылдар дақтардың магниттік өрісімен байланысқан кіші аймақтарда пайда болады. Генерациялану аумағының биіктігі фотосферадан ~ 400000 км жоғары. Сәулеленудің жарықтық температурасы 10⁸–10¹⁰ K, лимбтың маңайында шеңбер бойымен күшті поляризацияланады. Сәулелену механизмі плазмалық толқындармен байланысты.