Диагностика плазмы солнечных вспышек спектральными и спектро-поляриметрическими методами тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Российская академия наук Сибирское отделение Институт солнечно-земной физики

На правах рукописи УДК 523.98; 520.24

ФИРСТОВА НАТАЛЬЯ МИХАЙЛОВНА

ДИАГНОСТИКА ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК СПЕКТРАЛЬНЫМИ И СПЕКТРО-ПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИМИ

МЕТОДАМИ

01.03.03 - физика Солнца

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Иркутск - 2005

Работа выполнена в Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Сомов Борис Всеволодович;

доктор физико-математических наук, старший научный сотрудник Максимов Владимир Павлович;

доктор физико-математических наук, профессор Кринберг Игорь Августович.

Ведущая организация: Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН

Защита состоится 8 сентября 2005 г. в _часов на заседании

диссертационного совета Д.003.034.01 Института солнечно-земной физики СО РАН по адресу: Иркутск, ул. Лермонтова, 126, а/я 4026.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИСЗФ СО РАН

Автореферат разослан_июня 2005 г.

Ученый секретарь диссе!

к.ф.-м.н.

В.И. Поляков

ч

т

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Введение

Солнечная вспышка - явление взрывного типа, происходящее в

атмосфере Солнца в результате быстрого превращения магнитной энергии

в энергию мощных гидродинамических движений плазмы, потоков тепла,

электромагнитного излучения и ускорения частиц. Во время вспышки в

существенно ограниченном объеме за 102-103 сек. высвобождается энергия 10з2_10зз

эрг. Явления, подобные вспышкам, наблюдаются и на других звездах. Проблема вспышек - чрезвычайно обширная, включающая массу подпроблем. Комплекс процессов, характеризующих различные фазы солнечной вспышки, включает магнито-гидродинамическую предвспьппечную эволюцию и нестабильность; перестройку магнитного поля, создающую магнитное пересоединение и образование высокотемпературных вспышеч-ных слоев; ударные волны, плазменную турбулентность и ускорение частиц. Во время вспышки происходит хромосферное испарение, возникновение и разрушение протуберанцев, а также извержение коронального вещества.

Солнечные вспышки играют важную роль в солнечно-земной физике в связи с высокой степенью их воздействия на межпланетную среду и околоземное пространство. Вспышки являются началом сложной цепочки процессов, воздействующих на магнитосферу, ионосферу и нейтральную атмосферу Земли.

До середины XX века представление о солнечных вспышках ограничивалось понятием «хромосферные вспышки», т.е. предполагалось, что они являются исключительно хромосферными процессами. Однако на основании наблюдений вспышек в обл ! вских лучах

и регистрации радиовсплесков в метровом диапазоне стало ясно, что вспышки - преимущественно корональные явления, проявление которых в хромосфере следует рассматривать как «вторичный» этап всттыптечного процесса.

Современное представление о природе вспышек во многом базируется на данных, полученных с помощью приборов, установленных на космических аппаратах. К настоящему времени предложено несколько сценариев развития солнечных вспышек. Все они предлагают конфигурацию магнитного поля, подверженному нестабильности, которая приводит к взрывообразному выделению энергии. Выделенная энергия распределяется между тремя ее проявлениями: тепловая энергия плазмы, наблюдаемая, главным образом, как излучение в мягких рентгеновских лучах, Е11У и в сильных линиях оптического диапазона; нетепловая энергия ускоренных заряженных частиц (до ГэВ); и кинетическая энергия плазмоидов и связанных с ними ударных волн.

Актуальность проблемы

Одной из важных проблем солнечных вспышек является механизм передачи энергии из короны в хромосферу во время их возникновения. Предложено несколько моделей нагрева хромосферы, которые подразделяются, в основном, на два класса: тепловые и нетепловые.

В тепловой модели выделение энергии ведет к импульсному нагреву плазмы до Т>108К вблизи участка высвобождения энергии. Высокотемпературная плазма распространяется вниз вдоль вспьппечных петель, нагревая нижележащие слои. Эта плазма ограничена фронтом ионно-звуковой проводимости, который сформирован в петле, и движется со скоростью звука вниз по ногам петли к подножию.

• . х

; **

Из нетепловых моделей, наиболее энергетически эффективной является модель «толстой мишени», т.к. в этой модели электроны теряют всю свою энергию в результате тормозного излучения на испускание рентгеновских лучей при возбуждении нижележащих слоев атмосферы, тем самым, разогревая ее. Энергия ускоренных (нетепловых) электронов в пучке существенно превосходит значение тепловой энергии окружающей атмосферы. При этом могут формироваться горячие плотные участки плазмы, которые будут вызывать дополнительное собственное тормозное излучение жестких рентгеновских лучей.

До недавнего времени полагали, что энергичные электроны доминируют в бюджете энергии вспышки. В действительности, оценки энергии пучков электронов показывают, что ее недостаточно для поддержания хромосферной вспышки Бомбардировке хромосферы пучками протонов. трудно доступных для наблюдений, отводилась незначительная часть глобальной вспыгаечной энергетики. Однако на основании теоретических исследований этот взгляд на роль протонов недавно был изменен.

Пучки высокоэнергичных частиц, переносящих энергию из короны в хромосферу, а также ударные волны, возбуждают на хромо-сферном уровне плазменную турбулентность. Возникновение высокочастотных ленгмюровских и низкочастотных плазменных колебаний может быть связано с процессом разрушения токового слоя, а также происходить и непосредственно в токовом слое.

Спектральные наблюдения и наблюдения с помощью узкополосных фильтров в видимой области спектра внесли большой вклад в изучение динамики и эволюции вспышек, дали возможность получить стратификацию термодинамических параметров хромосферы во время вспышек. Вместе с тем, новое «видение» проблемы вспышки,

обусловленное обширными данными внеземных наблюдений, стимулировало постановку новых задач и использование новых подходов к диагностике вспышечной плазмы. В частности спектральные и спектро - поляриметрические наблюдения могут быть полезны при исследовании таких процессов, происходящих во время солнечных вспышек, как бомбардировка хромосферы пучками ускоренных частиц и возникновение турбулентных электрических полей.

Турбулентные электрические поля могут быть оценены на основе спектральных наблюдений по характерным сателлитам и провалам на крыльях водородных линий или в области запрещенных компонент линий других элементов. Одним из новых подходов к изучению солнечных вспышек являются спектро-поляриметрические исследования, которые дают возможность диагностики вспышечной плазмы на основе турбулентного Штарк - эффекта.

Спектро-поляризационный метод позволяет также исследовать ударную линейную поляризацию, гипотетически дающую возможность оценить роль пучков ускоренных частиц в нагреве хромосферы во время вспышки. Ударная линейная поляризация спектральной линии - эффективная спектроскопическая характеристика. Она вызвана неравновесным распределением магнитных подуровней возбужденных атомов, возникающим при анизотропном воздействии на них, например, бомбардировкой хромосферы пучками энергичных частиц. Следует отметить, однако, что в настоящее время не только не решена проблема, касающаяся роли пучков ускоренных частиц в переносе энергии во вспышках, но и само обнаружение ударной линейной поляризации вызывает критику. Следовательно, существует необходимость в тщательном исследовании водородных линий во время вспышек спектро-поляризационным методом.

Диагностика плазмы солнечных вспышек выполнялась с использованием созданного в ИСЗФ СО РАН Большого солнечного вакуумного телескопа (БСВТ), установленного в Байкальской обсерватории. БСВТ обладает уникальными оптическими характеристиками, позволяющими исследовать физические процессы в атмосфере Солнца с высоким пространственным разрешением («0.3"). Использование подобного инструмента позволило бы решать задачи диагностики плазмы солнечных вспышек на современном уровне. Поэтому прежде, чем приступить к астрофизическим исследованиям, автором были проведены габаритные и аберрационные расчеты спектрографа БСВТ, и затем, после ввода его в эксплуатацию - исследование его спектральных возможностей.

Основной целью диссертационной работы является диагностика плазмы солнечных вспышек спектральным и спектро-поляриметрическим методами. Это включает в себя решение следующих задач.

1. Выбор схемы спектрографа, расчет габаритных размеров его элементов, оценка аберрационного пятна, ввод спектрографа в действие и исследование его реальных возможностей.

2. Разработка методики изучения турбулентных электрических полей в солнечных вспышках.

3. Проведение наблюдений солнечных вспышек спектро-поляриметрическим методом на БСВТ.

4. Исследование плазменной турбулентности во вспышках.

5. Изучение ударной линейной поляризации в солнечных вспышках.

Научная новизна работы

Развит и использован в наблюдениях поляризационный метод для обнаружения низкочастотной ветви турбулентных электрических полей во вспышках по водородным линиям На и Нр. Произведено вычисление интенсивности сателлитов запрещенных компонент линий Не1 по методу Ба-ранже-Мозера для оценки возможности использования линий Не1 при исследовании ионно-звуковых и ленгмюровских колебаний в хромосферных слоях солнечных вспышек.

В настоящей работе проведено исследование плазменной турбулентности несколькими методами, как разработанными ранее, так и предложенными автором. Кроме перечисленных ранее методов предпринята попытка обнаружения высокочастотных колебаний по линиям высоких членов бальмеровской серии. Оценен верхний предел уровня плазменных колебаний.

По наблюдениям на БСВТ солнечных вспышек с применением поляризационной оптики доказано существование ударной линейной поляризации бальмеровских линий. Это свидетельствует о нетепловом переносе энергии из короны в хромосферу во время вспышек. Наблюдаемая ударная поляризация объясняется бомбардировкой хромосферы пучками энергичных частиц: иногда пучками протонов, иногда - электронов. Возникновение поляризации происходит в основном на начальной взрывной фазе вспышки, но иногда наблюдается и в некоторые моменты главной фазы в мощных продолжительных вспышках. Благодаря высокой разрешающей способности телескопа впервые обнаружено изменение знака поляризации на малом пространственном участке (не превышающем 5" дуги) в течение Юсек., что объясняется быстрым изменением энергии возбуждающих хромосферу частиц.

Научное и практическое значение работы

Спектрограф БСВТ позволяет выполнять широкий ряд исследований солнечной плазмы, требующих высокого спектрального и пространственного разрешения. Характеристики телескопа и созданный для наблюдений спектрофотометрической комплекс дают возможность получать данные мирового уровня и выполнять исследования по поляризационной спектроскопии солнечных вспышек. Результаты наблюдений являются основой для широкого международного сотрудничества в области фундаментальных проблем физики Солнца. В настоящее время важнейшие процессы возникновения и эволюции активных областей на Солнце, природа солнечных вспышек могут исследоваться учеными с применением этого телескопа и установленной на нем спектральной и фотоприемной аппаратуры.

Диссертационная работа в целом носит экспериментальный, в определенной степени, поисковый характер. К началу проведения данных исследований теоретические разработки и лабораторные эксперименты предвещали возможность нового глубокого понимания процессов, происходящих в хромосфере во время вспышек, по спектральным наблюдениям турбулентного эффекта Штарка. Первые наблюдательные свидетельства плазменной турбулентности в солнечных вспышках также были обнадеживающими. Однако подробное изучение плазменной турбулентности во вспышках, представленное в этой работе, показало, что на хромосферном уровне эти исследования довольно бесперспективны. Основная причина состоит не в возможностях используемых инструментов, а в собственных свойствах солнечной хромосферы с ее

вариациями плотности, вызывающими изменение штарковских профилей с глубиной.

По спектро-поляриметрическим наблюдениям доказано существование ударной линейной поляризации в солнечных вспышках Поляризация во вспышках носит импульсный характер и продолжается в течение нескольких минут. В основном поляризация наблюдается в самом начале вспышки, а также имеются кратковременные проявления поляризации во время главной фазы вспышки, что обусловлено добавочным внедрением пучков частиц в хромосферу. Таким образом, бомбардировка хромосферы пучками протонов и электронов обеспечивает бюджет энергии, необходимый для возбуждения и всего времени жизни хромосферной вспышки.

На защиту выносятся следующие результаты и положения

1. Разработка и применение при наблюдениях солнечных вспышек методов исследования турбулентных электрических полей. Определен характерный вид профилей параметров Стокса при турбулентном эффекте Штарка для линий На и Нр формирующихся в оптически толстой среде солнечной атмосферы. Произведен выбор линий Hei для определения уровня ленгмюровской и ионно-звуковой турбулентности по методу Бараттже-Мозера штазмегпгьгх сателлитов запрещенных компонент линий. Выполнены исследования плазменной турбулентности в нескольких вспышках тремя методами- поляризационным методом по линиям На и Нр, методом Баранже-Мозера по трем линиям Hei и методом провалов на крыльях бальмеровских линий Не, Hg и Нц - Н]4 На основании

исследований сделан вывод, что уровень плазменной турбулентности в хромосферных слоях вспышки не превышает 0.02.

2. Доказательства существования ударной линейной поляризации со степенью * 10% во вспышках в течение нескольких минут, что подтверждает гипотезу о важной роли пучков нетепловых частиц в нагреве хромосферы и вносимом ими вкладе в бюджет энергии хромосферной вспышки. Интерпретация наблюдаемых во время главной фазы вспышки кратковременных «всплесков» поляризации воздействием пучков низкоэнергичных протонов с Е < 200 КэВ на уровне хромосферы. Впервые обнаружены вариации параметров Стокса в малом пространственном участке вспышки (0,5") с полной инверсией знака поляризации в интервале 5"в течение 10 с. Построена модель конкретной вспышки (балла 2В/Х4,8) в предположении бомбардировки хромосферы пучками энергичных электронов по данным RHESSI об энергии электронов в этой вспышке. По этой модели реконструирован профиль линии Н„. Удовлетворительное совпадение вычисленного и наблюденного профилей показало, что наблюдаемая эмиссия Н„ и поляризация во взрывной фазе вспышки могут быть объяснены бомбардировкой хромосферы пучками электронов.

3. Создание спектральной и спектро-поляриметрической системы дня наблюдений солнечных тонкоструктурных образований на БСВТ: выбор схемы спектрографа, вычисление аберрационного пятна, модернизация спектрографа после переведения регистрации спектров на ПЗС-камеру. Проведенное исследование показало, что в 2-5 рабочих порядках разрешающая способность спектрографа равна 220000-580000, и комплекс телескоп - спектрограф имеет пространственное разрешение < 0,4" Отработана методика минимизации инструментальной поляризации.

/

Апробация работы

Основные результаты исследований докладывались на международных конференциях: Международная конференция Европейской группы по атомной спектроскопии, Грац, Австрия (1996); Международные конференции Европейско-Азиатского Астрономического общества JENAM: Прага, Чехия (1998); Москва (2000); Международные рабочие группы по солнечной поляризации: Санкт-Петербург (1995), Бангалоре, Индия (1998); Вторая европейская конференция «Солнечный цикл и космическая погода», Эквенс, Италия (2002); Европейская конференция «Солнечная нестабильность: от ядра до внешних границ», Прага, Чехия; а также на международных конференциях России и стран СНГ в Санкт-Петербурге: « Солнце в максимуме активности и солнечно-земные аналогии» (2000); в Иркутске: Всероссийская конференция «Солнечная активность и ее земные проявления», посвященная памяти Г.В.Куклина (2000); Всероссийская конференция «Магнитные поля и трехмерная структура солнечной атмосферы», посвященная памяти В.Е.Степанова.

Публикации

По теме диссертации опубликовано 30 работ, при этом 20 статей в ведущих рецензируемых журналах, в том числе в Астрономическом журнале и в журнале «Оптика и спектроскопия». Кроме того, часть результатов вошла в монографию:

Kazantsev S.A., Petrashen AG. and Firstova N.M. Impact Spectropo-larimetric Sensing // Physics of atoms and molecules. - Kluver Academic -1999 - P.353.

Личный вклад автора

Работы, представленные в диссертации, выполнены автором как самостоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из ИСЗФ и Санкт-Петербургского Государственного университета, а также с коллегами из Астрономического Института Чешской республики, Научно-технического центра Нанкинского университета (Китай) и Парижской обсерватории (Франция). При выполнении работ, опубликованных в соавторстве, автору принадлежит равный вклад наряду с другими участниками.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, трех разделов и заключения, общий объем диссертации составляет 240 страниц, в ней представлен 81 рисунок. Библиография составляет 200 наименований.

Содержание работы

В первом разделе описано участие автора в процессе создания спектрографа БСВТ: от выбора схемы спектрографа до исследования его спектральных характеристик после ввода его в рабочее состояние. Были сформулированы основные требования к создаваемому спектрографу: спектрограф должен быть высоко-дисперсионным и при этом не создавать ухудшения теоретического пространственного разрешения («0,3") телескопа. Исходя из условия равенства относительного отверстия спектрографа и телескопа и используя схему спектрографа Эберта, наиболее употребляемую в спектрографах солнечных телескопов, были произведены габаритные и аберрационные расчеты спектрографа.

Вычисления показали, что создаваемый спектрограф должен удовлетворять предъявляемым требованиям.

Следующий параграф раздела посвящен экспериментальному исследованию спектральных характеристик спектрографа, проведенному уже после ввода последнего в действие. С этой целью был определен инструментальный контур спектрографа по тонкой структуре зеленой линии 5460,7 А ртутной лампы СМР1 и по линии 6328 А гелий-неонового лазера ЛГН-207В Инструментальный профиль, полученный для нескольких порядков решетки, дал экспериментальное подтверждение того, что спектрограф удовлетворяет требованиям получения высокого спектрального разрешения. Теоретический предел разрешения (8Х) составил 0,028А (для первого порядка) и 0,00бА (для пятого порядка); пространственное разрешение телескопа при этом не ухудшено.

В разделе также описываются некоторые изменения схемы спектрографа, которые были внесены в результате перехода на регистрацию спектрограмм на БСВТ с помощью ПЗС-камеры В силу того, что линейные размеры окна ПЗС-камеры почти на один порядок величины меньше, чем размеры фотопластинки, показано, что в этой схеме аберрации практически отсутствуют.

Второй раздел посвящен попытке экспериментального обнаружения свидетельств турбулентных электрических полей в хромосферной плазме во время солнечных вспышек. Кратко представлено теоретическое обоснование существования плазменной турбулентности во вспышках и показано возможное отражение этих процессов в форме профилей спектральных линий. Показано, что в результате этого спектральные линии должны нести в себе информацию о турбулентных электрических полях, вызванных как ленгмюровской турбулентностью, так и низкочастотными ионно-звуковыми колебаниями.

Представлена модернизация поляризационного метода изучения низкочастотной составляющей турбулентных электрических полей для применения его при наблюдениях солнечных вспышек. По проведенным расчетам угаирения штарковских компонент разными механизмами в линиях водорода На и Нр представлена ожидаемая форма этих линий в случае турбулентного Штарк-эффекта. Показано, что оценка величины турбулентного электрического поля может бьггь упрощена и произведена по усредненному сдвигу нескольких компонент, как для линии На, так и Нр. Описываются наблюдения вспышек и усов с применением поляризационной методики На основании наблюдений (представленных не только в этом разделе) сделан вывод, что определение турбулентных электрических полей в солнечных вспышках поляризационным методом осложнено в связи с высокой электронной концентрацией в хромосфере и с изменением плотности с глубиной.

В разделе описываются исследования высокочастотной и низкочастотной составляющих турбулентных электрических полей с помощью метода Баранже-Мозера сателлитов запрещенных компонент линий Не1 Для линий Не1, наблюдаемых в эмиссии во время солнечных вспышек, были вычислены значения интенсивности сателлитов запрещенных компонент линий в зависимости от плазменной частоты и приемлемых значений электронной концентрации в хромосфере (Л^ * 3-1012 - 1013 см"3). Показано, что турбулентные электрические поля в солнечных вспышках (/:' « I - 2,5 к/см) могут привести к появлению сателлитов запрещенных компонент лишь в линиях Не1 3820А и 4026 А. При этом, при низкой плазменной частоте (тр < Ю10 с"1) сателлиты сливаются и занимают положение собственно запрещенной компоненты. При шр > 1010 с"1) сателлиты разделены и расположены по обе стороны от запрещенной компоненты; это расстояние увеличивается с возрастанием

частоты плазменных колебаний. Одновременное воздействие низкочастотной ветви плазменных колебаний и ленгмюровской турбулентности должно привести к широкому эмиссионному плато на месте расположения запрещенной компоненты линии Не1. Кроме того, показано, что уровень турбулентных электрических полей может быть определен также по сдвигу разрешенных линий Не1. Описано использование этой методики для определения величины низкочастотной составляющей электрического поля и уровня плазменной турбулентности в мощной вспышке 26.09.63. По сдвигу разрешенной линии Не1 3820А и положению сателлитов запрещенных компонент этой линии оценен уровень плазменной турбулентности £ в этой вспышке « 0.02.

Проведено совместно с сотрудниками Чехословацкого Астрономического Института исследование провалов на крыльях высоких членов бальмеровской серии, гипотетически вызванных ленгмюровской турбулентностью, в мощной вспышке. С этой целью были тщательно измерены профили линий Не, Н$, Нц - Н^, оценены эффекты шумов, выявлены бленды, сопоставлены случайные «провалы» в крыльях разных линий. На основании этого исследования сделан вывод, что наблюдаемые неоднородности не могут являться провалами, обусловленными плазменной турбулентностью.

На основании исследований, проведенных в этом разделе, сделан вывод, что максимальный уровень обеих составляющих турбулентных электрических полей во вспышках на хромосферном уровне не превышает 0,02.

В третьем разделе приведены результаты исследования ударной линейной поляризации в солнечных вспышках на основе спектро-поляризационных наблюдений водородных линий, выполненных на БСВТ. С точки зрения атомной спектроскопии описан механизм возникновения

ударной линейной поляризации линии, обусловленный анизотропией функции распределения частиц по скоростям, возбуждающих эту линию. Показано, что источником ударной поляризации могут бьггь пучки уско-ретгных частиц из короны, бомбардирующие хромосферу и, вероятно, ответственные за нагрев последней во время солнечных вспышек. Степень и направление поляризации позволяют судить о виде частиц (протоны или электроны) и об их энергии. Таким образом, наблюдения с помощью поляризационной оптики дают возможность оценить роль ускоренных нетепловых частиц в образовании солнечной хромосферной вспышки. Перечислены первые наблюдения ударной линейной поляризации в солнечных вспышках. Представлена методика наблюдений ударной линейной поляризации на БСВТ. Описан способ минимизации инструментальной поляризации.

Первоначальной целью настоящего исследования было обнаружение свидетельств ударной линейной поляризации в линии Н^, обусловленной бомбардировкой пучками энергичных частиц хромосферы во время солнечных вспышек. Очевидно, что пучки энергичных частиц бомбардируют хромосферу эпизодически (в основном, во время взрывной фазы вспышки) и не по всей площади вспышки. В связи с этим, при спектральных наблюдениях есть большая вероятность несовпадения между участком вспышки и моментом времени, куда и когда «высыпаются» энергичные частицы, и положением щели спектрографа. Спектро-поляриметрические наблюдения на БСВТ были проведены по 30 вспышкам. К сожалению, не всегда удавалось зарегистрировать начало вспышки. Значения параметров Стокса, дающие степень поляризации 5% и выше наблюдались всего в 8 вспышках, имеющих баллы от ЯР до ЗВ, а также во вспышке с баллом Х4.8 по классификации вспышек в рентгене. Уверенное определение поляризационных параметров во всех вспышках не

превышало 2 минут. В одной из вспышек эти «всплески» поляризации кратковременно появлялись в разных ядрах и в разное время. Эти факты являются дополнительным аргументом в пользу того, что наблюдаемая поляризация не вызвана инструментальными эффектами.

Переход направления поляризации от радиального к тангенциальному происходит при энергии частиц Ео Для пучков электронов Ео * 200 эВ, для пучков протонов Е0 « 200 КэВ. В трех вспышках обнаружено, что в пространственно узкой области ~ 4-5" максимально положительная поляризация полностью перешла в максимально отрицательную, при этом изменение поляризационных параметров менялось постепенно на расстоянии 0.4-0.5".

Обнаруженная поляризация в нескольких вспышках, наблюдаемых эпизодически во время главной фазы вспышки, объясняется воздействием низко-энергичных протонов с энергией частиц <200 КэВ. На этой фазе жесткое рентгеновское излучение ослаблено, что связано с отсутствием высокоэнергичных элекгронов. Делается предположение о дополнительном поступлении энер!ии в хромосферу во время главной фазы вспышки.

Наблюдаемая на БСВТ вспышка 23 июля 2002 года оказалась первой мощной вспышкой в этом цикле солнечной активности, которая исследовалась с использованием приборов, установленных на спутнике RHESSI. Существенным преимуществом RHESSI является то, что появилась возможность наблюдать область у - лучей в широком диапазоне, включающем / линии, образование которых связано с наличием протонов. Таким образом, пучки ускоренных протонов в этой вспышке были обнаружены Однако есть две причины, по которым, был рассмотрен вариант бомбардировки хромосферы пучками электронов. Во-первых, это пространственное совпадение источника жесткого рентгеновского

излучения и области хромосферы, где была обнаружена поляризация Во-вторых, профили На линии, где наблюдалась поляризация, были широкие и с глубоким центральным обращением, что типично для профилей, возбужденных бомбардировкой хромосферы пучками электронов.

Для подтверждения этого вывода была построена полуэмпирическая модель вспышки с данными ЯНЕ88Т об энергии электронов, бомбардирующих хромосферу. Удовлетворительное совпадение профиля линии Но, вычисленного по этой модели, с наблюденным позволило сделать вывод, что бомбардировка хромосферы пучком электронов действительно объясняет как наблюденный профиль линии На, так и наблюдаемую поляризацию во вспышке.

В заключении перечислены основные результаты и выводы диссертации.

1. Создание спектральной и спектро-поляриметрической системы для наблюдений солнечных тонкоструктурных образований на БСВТ. С этой целью был произведен выбор схемы спектрографа, выполнен габаритный расчет элементов спектрографа, проведены вычисления аберраций. После установки спектрографа выполнено исследование спектрографа, которое показало, что спектрограф имеет высокое спектральное разрешение, а именно в 2-5 рабочих порядках разрешающая способность спектрографа равна 220000-580000. Пространственное разрешение комплекса телескоп - спектрограф незначительно ухудшено по сравнению с теоретическим разрешением телескопа и составляет < 0,4" Отработана методика минимизации инструментальной поляризации После оснащения спектрографа ПЗС-камерой и переходом на фотоэлектрический метод регистрации спектров произведена модернизация спектрографа.

2. Разработка методов исследования плазменной турбулентности в солнечных вспышках. Показано, что при поляризационных наблюдениях турбулентного эффекта Штарка по линиям На и II р интенсивность электрических полей можно получить по усредненному сдвигу нескольких тгили а компонент. Произведен отбор спектральных линий для исследования турбулентных электрических полей в солнечных вспышках методом Баранже-Мозера плазменных сателлитов запрещенных компонент линий Не1.

3. Выполнены исследования плазменной турбулентности в нескольких вспышках разными методами: поляризационным методом по линиям На и Нр, методом Баранже-Мозера по трем линиям Не1 и методом провалов на крыльях бальмеровских линий Не, Не и Нц-Нм. Все методы оказались недостаточно чувствительными для уверенного определения напряженности электрических полей в плотной хромосфере солнечной вспышки. Лишь метод Баранже-Мозера позволил получить величину низкочастотной составляющей электрического поля Е » 1.5 кВ/см. Наряду с немногочисленными результатами исследований других авторов это дает основание сделать вывод, что уровень плазменной турбулентности в хромосферных слоях солнечной вспышки £ не превышает 0.02.

4. Анализ поляризационных спектров 8 вспышек показал, что использование поляризационного метода позволяет обнаружить ударную линейную поляризацию, обусловленную бомбардировкой хромосферы энергичными частицами, в отличие от линейной поляризации, вызванной турбулентным эффектом Штарка. Это связано с различием механизмов образования линейной поляризации. В случае ударной поляризации атомные уровни остаются вырожденными, т.е. не происходит расщепления на подуровни, в результате чего каждый - обыкновенный и необыкновенный лучи - формируют полный профиль линии. В результате

этого линейная поляризация проявляется в центре линии. В случае электрического поля атомные уровни водородных линий расщепляются на множество подуровней, положение которых зависит как от интенсивности поля, так и от плотности атмосферы. Поскольку интенсивность поля и плотность меняются с глубиной хромосферы, длины волн Лист компонент, идущих с разных уровней атмосферы могут совпадать, что приводит к нулевому разностному профилю.

5. Доказано существование кратковременной ударной линейной поляризации по линии На в некоторых участках солнечных вспышек, вы-зватпюй бомбардировкой хромосферы энергичными частицами. Впервые обнаружено изменение параметров Стокса в малом пространственном участке вспышки (0,5"); полное обращение поляризации происходит на пространстве в 5". Кроме того, в мощной вспышке балла 2В/Х4.8 значение параметра Стокса 9 изменилось на обратное в течение 10 с

6. Вариации поляризации во вспышке свидетельствуют об изменении энергии в пучке частиц и переходе величины энергии через критическую величину Ео. Помимо полученных из наблюдений азимута и степени поляризации для вывода о виде частиц, бомбардирующих хромосферу, использовался также наблюденный профиль линии На. При воздействии пучков энергичных электронов профиль линии излучения имеет сильное центральное обращение и широкие крылья, при бомбардировке хромосферы пучками протонов - эмиссия в центре линии не имеет обращения и крылья не столь широкие. Данные наблюдений интенсивности и поляризации в линии На позволили сделать вывод о том, что во время главной фазы вспышки поляризация вызвана бомбардировкой хромосферы пучками протонов с энергией < 200 КэВ.

7. Построена модель конкретной вспышки (балла 2В/Х4,8) в предположении бомбардировки хромосферы пучками энергичных

электронов по данным RHESSI об энергии электронов в этой вспышке. По этой модели реконструирован профиль линии На. Удовлетворительное совпадение вычисленного и наблюденного профилей показало, что наблюдаемая эмиссия На и поляризация во взрывной фазе вспышки могут быть объяснены бомбардировкой хромосферы пучками электронов.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Skomorovsky V.l., Firstova N.M. The Large Solar Vacuum

Telescope: The optical system and first results of observations //

Solar Physics - 1996. - V. 163. - P.09-222.

2.

Фирстова H.M. О выборе схемы спектрографа // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - 1980.

- Т.52. - С.122-127.

3.

Фирстова Н.М. Поляризационный метод исследования турбулентных электрических полей в солнечных вспышках // Год солнечного максимума. - М., -1981. - Т.1. - С.193-199.

4.

Фирстова Н.М. Оценка возможности исследования турбулентности вспышечной плазмы по сателлитам запрещенных компонент линий Не1 // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. - М. - Наука - 1983. - Т.65. - С. 194204.

Фирстова Н.М. Обзор методик и данных наблюдений турбулентных электрических полей в солнечных вспышках // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. -М. - Наука - 1984. - Т.68 - С.31-45.

Firstova N.M. An evaluation of the possibility of studying flare plasma turbulence using the satellites of He I line forbidden components // Solar Physics. - 1984. - V.90. - P.269-279.

Firstova N.M. An investigation of the linear polarization in emission features of active regions // Solar Physics. - 1986. - V.103 -P. 11-20.

Фирстова H.M. Наблюдательные аспекты исследования плазменной турбулентности в солнечных вспышках // Труды IV семинара «Проблемы Физики солнечных вспышек» ИЗМИР АН СССР-М,-1986.-С.65-83.

Firstova N.M. and Kotrc P. A search for a plasma turbulence in the flare on September 15, 1981, 00:09 UT // Bull. Astron. Inst Czechosl. - 1987. - V.38. - P.257-261.

Firstova N.M., Heinzel P., Kotrc. P. On the presence of high- frequency turbulent electric fields in the August 7.1960 flare // Proceeding of the XIII Cons. Meeting of Solar Phys. "Solar magnetic fields and corona" - Moscow - Nauka - 1989. - V.2. - P.201-297.

Firstova N.M., Heinzel P., Kotrc P. On the presence of high-frequency turbulent electric fields in the august 7, 1960 flare // Bull. Astron. Inst Czechosl. - 1990. - V.41. - P 88-96.

Фирстова H.M., Губин A.B, Лапкевич H.A. Спектрограф БСВТ: установка и исследование // Исследование по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца - 1990. - Т.91. - С 166174.

13. Firstova N.M. Observational aspects of the study of plasma turbulence in solar flares // Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer. - 1990. - V.44, N1. - P.177-184.

14. Фирстова H.M., Ланкевич H.A., Губин A.B., Казанцев С.А. Специфика поляризационно-спектроскопического исследования солнечных эмиссионных образований // Исслед. по геомагнет., аэрономии и физике Солнца - 1991. - Т.95. - С.48-

(

54.

15. Казанцев С.А., Фирстова Н.М., Губин А.В., Ланкевич Н.А. О возможностях спектро-поляриметрического исследования эруптивных образований в атмосфере Солнца // Оптика и спектроскопия 1991. - Т.70, - №5. - С.990-995.

16. Казанцев С.А., Петрашень А Г., Фирстова Н.М., Эну Ж.-К. Спектро-поляриметрическое определение энерговклада в оптически активную область хромосферы // Оптика и спектроскопия 1993 - Т.75 - №3 - С.644-657.

17. Казанцев С.А., Фирстова Н.М., Петрашень А.Г., Эну Ж.-К. Определение энергии пучка протонов, образующихся в течение солнечной вспышки на основе спектро-поляриметрических данных // Оптика и спектроскопия - 1995. Т.78, N5. - С.729-737.

18. Казанцев С.А., Петрашень А.Г., Фирстова Н.М., Эну Ж.-К. Определение энергопереноса в хромосферную область солнечной вспышки на основе спекгро-поляриметрических данных линий водорода // Оптика и спектроскопия - 1996. - ( Т.80, N4. - С.595-603.

19 Казанцев С.А., Петрашень А.Г., Фирстова Н.М., Эну Ж-К.

Спектро-поляриметрия солнечной вспышки по данным линий водорода Нр // Оптика и спектроскопия - 1996. - Т.80, N5. - С.709-712.

20. Firstova N.M., Boulatov A.V. Characteristics of the linear polarization observed in the 16 May 1991 solar flare // Solar Physics. - 1996. -V. 164.-P.361-372.

21. Firstova N.M., Henoux J.-C, Kazantsev S.A., Bulatov A.V., Spec-tropolarimrtric sensing of energy deposition into the chromosphere during solar flare. I. Observations // Solar Physics. - 1997. - V. 171 - P. 123-174.

22. Булатов A.B., Кашанова Л.К., Фирстова H.M. Исследование ПЗС- матрицы и первые спектральные наблюдения с ее помощью на БСВТ. Сборник трудов конференции. "Современные проблемы солнечной цикличности" - ПИЯФ - 1997. - С. Петербург - С.270-274.

23. Казанцев С.А., Фирстова Н.М., Кашапова Л.К., Булатов А.В., Петрашень А.Г., Эну Ж-К. Спектро поляриметрическое исследование На излучения «усов»: наблюдения и вычисление параметров Стокса // Астрономический журнал - 1998. - Т.75, №5. - С.792-796.

24. Firstova N.M., Boulatov A.V., Kashapova L.K. The linear polarization in moustaches // Proceedings of an International Workshop, Bangalore, India, 12-16 October 1998, Kluwer ASSL Series. - 1999. V.243. -P.451-458.

25. Kotrc P., Firstova N.M. Kashapova L.K., Kupryakov Yu. A Measurement and processing of linear polarization in solar flares - a comparison of two methods // ProclOth.European Solar Physics Meeting, ESA SP -506, - 2002. P.947-950.

26. Фирстова Н.М., Кашапова Л.К. Исследование солнечной вспышки 29 июня 2001 г. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца-2001. - Т. 113. - С.96-100.

27. Firstova N.M, Kashapova L.K. The Results of Spectropo-larimetric observations of solar flares followed by surge/ SOLSPA -2001 Euroconference: Solar Cycle and Space Whether, Vico Equence (Italy. Proceedigs published in ESA SP Series (SP-477) -2001. -39F-42F.

28. Firstova N.M, Xu Z. and Fang C. Ha line polarization in the major solar flare of 2002 July 23. 1. Observations and data analysis //Astrophys. J. -2003. -V.595. -L131-L133.

29. Firstova N.M, Kashapova L.K. Observation of the linear polarization in the flare with a powerful surge // Astronomy and Astrophysics - 2003. - V.388. - L17-L19.

30. Xu Z„ Firstova N.M., Q.-R.Chen, Fang C. Ha line polarization in 2B/X4.8 flare of 2002 July 23 // Chinese J. Astronomy and Astrophysics - 2003. - V.3. -P.266-276.

? V*

Отпечатано в издательском отделе ИСЗФ СО РАН Заказ № 67 от 6 июня 2005 г. Объем 23 с. Тираж 120 экз.

>1145 0

РНБ Русский фонд

2006-4 8836

Введение.

1. Спектрограф Большого солнечного вакуумного телескопа.

1.1. Требования к схеме спектрографа и расчет его элементов.

1.1.1. Требование к схеме спектрографа.

1.1.2. Габаритный расчет спектрографа.

1.1.3. Аберрационный расчет спектрографа.

1.1.4. Схема многокамерного спектрографа

1.2. Ввод спектрографа БСВТ в эксплуатацию и исследование его спектральных характеристик.

1.2.1. Конструкция спектрографа.

1.2.2. Установка спектрографа.

1.2.3. Исследование спектрографа БСВТ.

1.2.4. Модификация спектрографа БСВТ.

1.3. Выводы.

2. Исследование плазменной турбулентности в солнечных вспышках.

2.1. Теоретическое обоснование существования турбулентных электрических полей в солнечных вспышках и вероятность их наблюдения.

2.1.1. Теоретические предпосылки для обнаружения турбулентных 54 электрических полей во вспышках.

2.1.2. Формирование спектральных линий при наличии 57 плазменной турбулентности.

2.1.3. Первые оптические наблюдения плазменной 61 турбулентности во вспышках.

2.2. Изучение турбулентных электрических полей во вспышках с помощью спектро-поляриметрических наблюдений.

2.2.1. Разработка спектро-поляриметрического метода в применении к турбулентному Штарк эффекту.

2.2.2. Попытка обнаружения турбулентного Штарк эффекта в усах».

2.3. Исследование плазменной турбулентности во вспышках по сателлитам запрещенных компонент линий Не1.

2.3.1. Оценка возможности применения метода Баранже-Мозера 86 при исследовании турбулентных электрических полей в солнечных вспышках.

2.3.2. Поиск сателлитов запрещенных компонент линий Не 1 во 98 вспышке 26.09.63.

2.4. О существовании высокочастотной составляющей 104 турбулентных электрических полей во вспышке 7 августа

1960 года.

2.5. Обсуждение результатов и выводы.

3. Исследование ударной линейной поляризации в солнечных вспышках.

3.1. Введение.

3.1.1. Теоретические основы возникновения ударной линейной 120 поляризации.

3.1.2. Механизмы, создающие ударную линейную поляризацию в 126 солнечных вспышках.

3.1.3. Первые наблюдения ударной линейной поляризации в 134 солнечных вспышках.

3.2. Методика наблюдений ударной линейной поляризации на 140 Большом солнечном вакуумном телескопе (БСВТ).

3.3. Исследование ударной линейной поляризации в солнечных вспышках.

3.3.1. Вспышка балла 1В15 сентября 1981 года.

3.3.2 Несколько вспышек 7 сентября 1989 года.

3.3.3. Вспышка балла ЗВ 16 мая 1991 года.

3.3.4. Вспышка балла ЭБ с выбросом вещества 29 июня 1999 года.

3.3.5. Вспышка балла 2В/Х4.8 23 июля 2002 года. 190 3.4. Обсуждение результатов и выводы.

Солнечная вспышка - явление взрывного типа, происходящее в атмосфере Солнца в результате быстрого превращения магнитной энергии в энергию мощных гидродинамических движений плазмы, потоков тепла, электромагнитного излучения и ускорения частиц. Во время вспышки в

1 3 существенно ограниченном объеме за 10-1 (Г сек. высвобождается энергия эрг. Явления, подобные вспышкам, наблюдаются и на других звездах. Проблема вспышек - чрезвычайно обширная, включающая массу подпроблем. Прежде всего, важно понимание процессов, вызывающих накопление энергии в активных областях и высвобождение этой энергии во время вспышки в широком спектральном диапазоне. Комплекс процессов, характеризующих различные фазы солнечной вспышки, включает магнито-гидродинамическую предвспышечную эволюцию и нестабильность; перестройку магнитного поля, создающую магнитное пересоединение и образование высокотемпературных вспышечных слоев; ударные волны, плазменную турбулентность и ускорение частиц. Во время вспышки происходит хромосферное испарение, возникновение и разрушение протуберанцев, а также извержение коронального вещества [1-3].

Солнечные вспышки играют важную роль в солнечно-земной физике в связи с высокой степенью ее воздействия на межпланетную среду, околоземное пространство и верхнюю атмосферу Земли. Вспышки являются началом сложной цепочки процессов, воздействующих на магнитосферу, ионосферу и нейтральную атмосферу Земли. Вспышки влияют на радиационную обстановку в ближнем космосе. Известно неблагоприятное воздействие вспышек на многие сферы человеческой деятельности, например, на телекоммуникации, передачу энергии и даже на жизнь организмов на Земле.

В 1859 году Каррингтон и Ходжсен впервые наблюдали солнечную вспышку, охарактеризовав ее «ограниченными облаками» высоко над поверхностью Солнца. Они не сопоставили это явление с явлениями северного сияния и с другими заметными геоэффективными возмущениями, которые наступили через 26 часов. Впоследствии с изобретением магнитографов была показана явная связь вспышек с магнитным полем активных областей. До середины XX века представление о солнечных вспышках ограничивалось понятием «хромосферные вспышки», т.е. предполагалось, что они являются исключительно хромосферными процессами. Однако на основании наблюдений вспышек в области 200-350 Ä, рентгеновских лучах (3-14 Ä) и регистрации радио всплесков в метровом диапазоне стало ясно, что вспышки - преимущественно корональные явления, проявление которых в хромосфере следует рассматривать как «вторичный» этап вспышечного процесса [3-5].

Было предложено несколько моделей развития солнечных вспышек. Все они предлагали конфигурацию магнитного поля, подверженному нестабильности, которая могла бы взрывообразно высвободить энергию. С тех пор «принципиальной теоретической проблемой вспышки является быстрое высвобождение энергии» [6]. Во всех случаях в качестве критерия сопоставления теории и наблюдений служат два параметра: энергия, высвобождаемая в солнечных вспышках, должна быть порядка 10 эрг и временная шкала во время взрывной фазы - около 102сек [7].

Ключом к современному представлению о физических процессах, происходящих во вспышках, таких как выделение энергии, ускорение, распространение, захват и внедрение частиц, являются наблюдения в разных длинах волн, полученные с помощью приборов, установленных на космических аппаратах. Данные, полученные на обсерватории Комптоновских гамма- лучей (CGRO), на телескопах, регистрирующих жесткое и мягкое рентгеновское излучение (Yohkoh HXR, SXR, SOXO), на инструменте для исследования переходной области и короны (TRACE) и других, позволили построить топологию всплывающих областей, реконструировать процессы магнитного пересоединения, понять происхождение электромагнитных полей и кинематику энергичных частиц [8-12].

По соотношению временного хода эмиссии вспышек в разных длинах волн найдено, каким образом происходят процессы выделения энергии. Предвспышечное уярчание определяется по излучению в EUV и мягком рентгене. Эта эмиссия достигает свой максимум во время взрывной фазы (flash) вспышки. Тогда же появляются скачки эмиссии в жестких рентгеновских лучах и в микроволновой области, возрастает излучение в линии На.

Вспышки в зависимости от занимаемой площади и величины эмиссии подразделяются на два основных класса: небольшие компактные и двух ленточные вспышки. В компактных вспышках корональное излучение появляется в предвспышечных петлях, в результате чего наблюдаются небольшие изменения в этих петлях. Более мощные вспышки этого класса могут захватывать полностью всю структуру петли.

В двух ленточных вспышках активизация солнечной атмосферы происходит более драматично, при этом изменения в крупномасштабной структуре активной области наблюдаются задолго до flash фазы. Волокна, часто расположенные параллельно нейтральные линии магнитного поля, начинают быстро разрушаться, после чего наступает flash фаза. В На эта фаза отмечается уярчанием двух узких лент по обе стороны от нейтральной линии, которые дают название этому типу вспышек. Наблюдения в мягких рентгеновских лучах и в EUV показывают, что эти Н« ленты являются подножиями аркады ярких корональных петель, далеко отстоящими от нейтральной линии.

Энергия, высвобожденная в самых мощных солнечных вспышках (1032эрг), - громадна даже по сравнению с полной магнитной энергией, содержащейся во всем объеме короны. Она существенно превосходит полную магнитную энергию в петлях больших активных областей, даже если бы энергия этих петель полостью аннигилировала во время вспышки, чего не наблюдается. Выделенная энергия распределяется между тремя ее проявлениями: это тепловая энергия плазмы, наблюдаемая, главным образом, как излучение в мягких рентгеновских лучах, Е1Л/ и в сильных линиях оптического диапазона; нетепловая энергия ускоренных заряженных частиц (до ГэВ); и кинетическая энергия плазмоидов и связанных с ними ударных волн, распространяющихся от Солнца. В обоих типах вспышек (компактных • и двухленточных) доля полной энергии в этих трех компонентах существенно варьируется, особенно для небольших событий.

Наблюдения вспышек очерчивают широкий круг вопросов, наиболее фундаментальные из которых связаны с источником огромной энергии вспышек, механизмами поразительно быстрого ее выделения и превращения энергии магнитного поля в энергию нагрева плазмы и в кинетическую энергию заряженных частиц. При обычной электропроводности и реальных размерах вспышки временная шкала выделения энергии должна быть порядка 10000 лет, а не несколько минут, как показывают наблюдения. Для достижения требуемой диссипации тока принимаются различные предположения, в частности, за счет уменьшения плазменной электронной проводимости вдоль линий поля. Один из вариантов предполагает уменьшение обычной электронной проводимости в спокойном Солнце введением плазменной турбулентности. Плазменная турбулентность генерирует поля электростатических волн, которые способствуют добавочному рассеянию электронов, что понижает их путь свободного пробега и, следовательно, плазменную проводимость'. Детали этих процессов, происходящих во вспышках, далеки от ясности, но лабораторные эксперименты наводят на мысль об условиях, приводящих к плазменной турбулентности и увеличению сопротивления до аномально высоких значений.

В рамках неуверенности современного представления о плазменной турбулентности, появляется несколько параллельных гипотез в целом о феномене вспышки. Задача определения того, какой из механизмов (или нескольких) конкретно объясняет наблюдения компактных и двухленточных вспышек, как такие механизмы могут соотноситься со вспышками, наблюдаемыми на других звездах, и в какой мере вспышки и их земные проявления могут быть предсказаны, остается очень интересной проблемой.

Свидетельства плазменной турбулентности во вспышках получены по наблюдениям в радио диапазоне [13]. Колебания, возникающие из-за электростатического взаимодействия между электронами и ионами внутри солнечной плазмы, - основные при интерпретации эмиссии радиоволн из солнечной короны, и эти колебания, вероятно, также вносят вклад в диссипацию других низкочастотных крупномасштабных движений из-за их влияния на плазменные коэффициенты переноса. В метровых длинах волн наблюдаются всплески III типа, которые появляются лишь на несколько минут в самом начале многих вспышек и вызваны потоками ускоренных электронов, направленными наружу из активной области и возбуждающими плазменные колебания. Эмиссия всплесков типа II, представляющего собой интенсивное излучение на частотах ниже порога 100 МГц, состоит из двух дискретных по частоте полос, которые дрейфуют к более низкой частоте примерно за 5-10 минут. Две полосы интерпретируются как основная и вторичная гармоники излучения плазменных колебаний, вызванных вторжением вещества вверх в корону.

Нагрев хромосферы во время солнечных вспышек

Обширный круг вопросов связан с исследованием механизмов передачи энергии из короны в хромосферу во время солнечных вспышек. К началу 80-годов было предложено несколько моделей передачи энергии в хромосферу [14-17], основанных на наблюдениях рентгеновского излучения. Схематически эти механизмы представлены Emslie [17]:

Жесткие рентгеновские лучи (Е220 КэВ)

Обратное Комптоновское возбуждение.

Тормозное излучение

Не-тетгавое

Тегшовое

Пучок

Ловушка

Модель толстой мишени Модель тонкой мишени

Рис.1. Модели возбуждения хромосферы, базирующиеся на наблюдениях жестких рентгеновских лучей.

В тепловой модели высвобождение энергии ведет к импульсному

Высокотемпературная плазма распространяется вниз вдоль вспышечных петель, нагревая нижележащие слои. Эта плазма ограничена фронтом ионно-звуковой проводимости, который сформирован в петле, и движется со

Из нетепловых моделей, наиболее энергетически эффективной является модель «толстой мишени», т.к. в этой модели электроны теряют всю свою энергию в результате тормозного излучения на испускание рентгеновских лучей при возбуждении нижележащих слоев атмосферы. Так как даже в этой модели требования для ускорения электронов очень жесткие, они еще менее выполнимы для модели «тонкой» мишени и модели «ловушки». Поэтому наиболее конкурентно способными являются две модели: тепловая и модель толстой мишени.

Классическая нетепловая модель [16-21] предполагает, что электроны ускоряются примерно до 100 кэВ в магнитной петле на корональных высотах, создавая эмиссию жестких рентгеновских лучей. Пучки ускоренных, высокоэнергичных (нетепловых) электронов с энергией, нагреву плазмы до Т>108К вблизи участка высвобождения энергии. 3 большей, чем значение тепловой (кТ) энергии окружающей атмосферы, распространяются вниз, производя тормозное излучение рентгеновских лучей и нагревая хромосферу. Как было отмечено выше, наиболее вероятно это происходит по модели толстой мишени. При этом могут формироваться горячие плотные участки плазмы [22], которые будут вызывать дополнительное собственное тормозное излучение жестких рентгеновских . лучей. Кроме того, ускоренные пучки электронов вызывают испарение хромосферной плазмы со сверхзвуковыми скоростями [23-26], которое согласно [14] является также важным источником высокотемпературной плазмы в верхней части петли, возможно, даже более существенным, чем влияние первоначального горячего источника в короне.

К нетепловой моде передачи энергии также относят повышение потоков ХЦУ и мягкого рентгеновского излучения, которые остаются на высоком уровне в течение главной фазы вспышки. Эти потоки приводят к ионизации вещества и увеличению обилия «выбитых» электронов (фотоэлектронов), энергия которых достигает нескольких десятков эВ. Фотоэлектроны, также как и пучки ускоренных электронов, теряют свою энергию при упругих соударениях с электронами окружающей хромосферы, нагревая последнюю [21,27].

До недавнего времени полагали, что энергичные электроны, образующие жесткие рентгеновские лучи посредством электронно-протонного тормозного излучения, доминируют в бюджете энергии вспышки. В действительности, оценки энергии показывают, что ее недостаточно для поддержания хромосферной вспышки. Ускорению пучков протонов, трудно доступных для наблюдений, отводилась незначительная часть глобальной вспышечной энергетики. На основании теоретических исследований этот взгляд на роль протонов недавно был изменен [28-32]. В частности, было показано, что низко-энергичный «хвост» спектра протонов (с энергией сотни КэВ) может играть роль в нагреве хромосферы. Бомбардировка хромосферы пучками протонов может начаться даже до старта ускоренных электронов. Анализ результатов одновременных наблюдений в рентгене, континууме у-лучей и На-линии нескольких мощных вспышек, в том числе «белых», показал, что энергетика вспышки может быть обеспечена влиянием как электронов (>50 КэВ), так и протонов с энергией >1 МэВ [33]. Известно, что энергичные пучки электронов ответственны за образование Х-лучей и эмиссию континуума у-лучей, что успешно наблюдается. К сожалению, экспериментального подтверждения этому в настоящее время нет. Об энергии протонов во вспышках можно было бы судить по эквивалентной ширине быстрых (летучих) линий в области у-лучей (1-7 МэВ). Однако, возможности приборов, установленных на спутниках и регистрирующих потоки энергии свыше 10 МэВ, не позволяли оценить роль менее энергичных протонов в возбуждении хромосферы во время вспышек. Недавно появилась возможность такой оценки в результате запуска спутника RHESSI, оборудованного инструментами, превышающими Yohkoh по спектральному интервалу (3-20000 кэВ, вместо 15-75 кэВ) и разрешению (2 дуговых сек. на 40 кэВ, вместо 5").

Существует также предположение, что возбуждение хромосферы во время вспышки вызвано совместным воздействием обеих мод — потоками тепла и бомбардировкой ускоренными электронами. При некотором критическом значении энергии электронов (выше 52 КэВ в поперечнике Г'на вершине петли и примерно 16 КэВ в 1 "подножия) происходит разделение влияния этих мод [17].

Плазменная турбулентность

Пучки высокоэнергичных частиц, переносящих энергию из короны в хромосферу, а также ударные волны, возбуждают также и на хромосферном уровне плазменную турбулентность [34-36]. Возникновение высокочастотных ленгмюровских и низкочастотных плазменных колебаний может быть связано с процессом разрушения токового слоя [37], а также происходить и непосредственно в токовом слое [38].

Вследствие того, что электрические поля на Солнце должны быстро исчезать из-за высокой проводимости плазмы, обычно принято рассматривать случайные поля, создаваемые ионами и электронами, окружающими излучающий атом (межчастичные поля Хольцмарка). Однако, если в плазме существует достаточно сильное регулярное магнитное поле, ленгмюровские и ионно-звуковые колебания, приводящие к возникновению турбулентных электрических полей, могут быть упорядочены на достаточно больших участках солнечной атмосферы [37]. Благодаря успешному развитию теории и результатам лабораторных экспериментов по формированию оптических спектральных линий при развитой турбулентности плазмы, появилось значительное количество работ, в которых обнаружение и исследование турбулентных электрических полей оптическими методами рассматривается в качестве важного аспекта диагностики плазмы солнечных вспышек [37-47].

Актуальность проблемы

Спектральные наблюдения и наблюдения с помощью узкополосных фильтров в видимой области спектра внесли большой вклад в изучение динамики и эволюции вспышек, дали возможность получить стратификацию термодинамических параметров хромосферы с высотой во время вспышек [48-51]. Вместе с тем, новое «видение» проблемы вспышки, обусловленное получением обширных внеземных данных наблюдений солнечных вспышек, стимулировало использование новых подходов к диагностике вспышечной плазмы. Обширный ряд процессов, происходящих во время солнечных вспышек, - бомбардировка хромосферы пучками ускоренных частиц возникновение турбулентных электрических полей, потоки нагретого вещества из короны в хромосферу, высыпание фотоэлектронов под воздействием рентгеновского и ультрафиолетового излучения, испарение хромосферы — требует нового подхода к спектральным и спектро -поляриметрическим исследованиям солнечных вспышек.

Спектральные исследования позволяют получить часть этой информации. Так, Fang и др. [52-53], в предположении модели толстой мишени показали, что профили хромосферных линий, возбужденных бомбардировкой пучками ускоренных электронов и протонов, имеют разную форму. Обнаружено, что иногда наблюдаемые красные сдвиги линий Lya и Lyp [54] на ранней стадии взрывной фазы вспышки вызваны излучением сверх нагретых атомов, вызванных воздействием низко-энергичных протонов.

Турбулентные электрические поля могут быть оценены по характерным сателлитам и провалам на крыльях водородных линий или в области запрещенных компонент линий других элементов [55-57]. Полуширина бальмеровских линий также должна быть большей в случае этих полей [58-60]. Вместе с тем, сколько-нибудь уверенных наблюдений этого эффекта по хромосферным линиям в солнечных вспышках практически нет. Часть результатов, полученных при исследовании плазменной турбулентности спектральными методами, вызывает сомнение [40, 61], другие данные наблюдений, по мнению самих авторов, рассматриваются как предварительные [62]. Одна из причин состоит в том, что прежние наблюдения (с низким спектральным разрешением и без использования ПЗС-матриц) не позволили наблюдать такие «тонкие » эффекты, как провалы на крыльях водородных линий или сателлиты запрещенных линий Hei, обусловленные ленгмюровскими колебаниями.

Одним из новых подходов к изучению солнечных вспышек являются спектро-поляргшетрические исследования. Спектро-поляриметрия основана на поляризационной спектроскопии излучающих газов, которая активно развивалась в течение последних двух десятилетий в связи с различными проблемами столкновительной плазмы. Успешное применение спектуо-поляриметрических методов в лабораторных исследованиях турбулентных электрических полей [63] вселило надежду на то, что имеется возможность диагностики вспышечной плазмы на основе турбулентного Штарк эффекта.

К другому поляризационному методу - методу исследования ударной линейной поляризации, гипотетически дающему возможность оценить роль пучков частиц разного вида и разной энергии в нагреве хромосферы во время вспышки, - появился интерес в начале 80-годов. Ударная линейная поляризация спектральной линии - эффективная спектроскопическая характеристика, которая связана с неравновесным распределением магнитных подуровней возбужденных частиц (атомов, ионов, молекул). В связи с этим, анизотропные особенности возбужденных атомов, обусловленные анизотропным воздействием на них, проявляются в поляризации эмиссионной спектральной линии. Непоих и др. [64-65] показали, что наблюдения ударной линейной поляризации водородных линий позволяют оценить роль ускоренных частиц в нагреве хромосферы во время солнечных вспышек. Ими же были получены первые наблюдения, свидетельствующие о бомбардировке хромосферы пучками ускоренных частиц [66-69]. Следует отметить, однако, что в настоящее время не только не решена проблема, касающаяся роли пучков ускоренных частиц в переносе энергии во вспышках, но и само обнаружение ударной линейной поляризации, обусловленной этими процессами, вызывает критику [70]. Следовательно, существует необходимость в тщательном исследовании водородных линий во время вспышек спектро-поляризационным методом.

Исследование плазменной турбулентности и роли разных мод переноса энергии во вспышку предполагает использование телескопа, обладающего высоким пространственным и спектральным разрешением. Большой солнечный вакуумный телескоп, дающий теоретическое пространственное разрешение »0.3", был создан в ИСЗФ СО РАН [71-73]; вследствие этого появилась необходимость оснастить его спектрографом, не ухудшающим пространственное разрешение и обеспечивающим высокое спектральное разрешение. Использование подобного инструмента позволило бы решать задачи диагностики плазмы солнечных вспышек на современном уровне. Поэтому прежде, чем приступить к астрофизическим исследованиям, автором были проведены габаритные и аберрационные расчеты спектрографа БСВТ, и затем, после ввода его в эксплуатацию - исследование спектральных возможностей.

Целью диссертационной работы является диагностика плазмы солнечных вспышек спектральным и спектро-поляриметрическим методами

В связи с этим были поставлены следующие задачи:

1. Выбор схемы спектрографа, расчет габаритных размеров его элементов, ввод спектрографа в действие и исследование его реальных возможностей.

2. Разработка методики изучения турбулентных электрических полей в солнечных вспышках.

3. Проведение наблюдений солнечных вспышек спектро-поляриметрическим методом на БСВТ.

4. Исследование плазменной турбулентности во вспышках

5. Изучение ударной линейной поляризации в солнечных вспышках.

Научная новизна работы

В настоящей работе проведено исследование плазменной турбулентности несколькими методами, как разработанными ранее, так и предложенными автором: развит и использован в наблюдениях поляризационный метод для обнаружения низкочастотной ветви турбулентных электрических полей по водородным линиям На и Нр; произведено исследование сателлитов запрещенных компонент линий Не1 методом Баранже-Мозера, позволяющим определить роль ионно-звуковых и ленгмюровских колебаний; предпринята попытка обнаружения высокочастотных колебаний по линиям высоких членов бальмеровской серии. Оценен верхний предел уровня плазменных колебаний.

По наблюдениям на БСВТ солнечных вспышек с применением поляризационной оптики доказано существование ударной линейной поляризации бальмеровских линий. Это свидетельствует о нетепловом переносе энергии из короны в хромосферу во время вспышек. Наблюдаемая ударная поляризация объясняется бомбардировкой хромосферы пучками энергичных частиц: иногда пучками протонов, иногда — электронов. Возникновение поляризации происходит в основном на начальной взрывной фазе вспышки, но иногда наблюдается и в некоторые моменты главной фазы в мощных продолжительных вспышках. Благодаря высокой разрешающей способности телескопа впервые обнаружено изменение знака поляризации на малом пространственном участке (не превышающем 5" дуги) в течение Юсек., что объясняется быстрым изменением энергии возбуждающих хромосферу частиц.

Научное и практическое значение работы Созданный спектрограф БСВТ позволяет выполнять широкий ряд исследований солнечной плазмы, требующих высокого спектрального и пространственного разрешения.

Диссертационная работа в целом носит экспериментальный, в некоторой степени, поисковый характер. К началу проведения данных исследований теоретические разработки и лабораторные эксперименты предвещали возможность нового глубокого понимания процессов, происходящих в хромосфере во время вспышек, по спектральным наблюдениям турбулентного эффекта Штарка. Первые наблюдательные свидетельства плазменной турбулентности в солнечных вспышках также были обнадеживающими. Однако подробное исследование плазменной турбулентности во вспышках показало, что в оптическом диапазоне эти исследования довольно бесперспективны. Основная причина состоит не в возможностях используемых инструментов, а в собственных свойствах солнечной хромосферы с ее вариациями плотности, вызывающими изменение штарковских профилей с глубиной.

Исследования в области ударной поляризации оказались более успешными. По наблюдениям нескольких вспышек обнаружено, что поляризация во вспышках носит импульсный характер и продолжается в течение нескольких минут. В основном поляризация наблюдается в самом начале вспышки, а также имеются кратковременные проявления поляризации во время главной фазы вспышки, что обусловлено добавочным внедрением пучков частиц в хромосферу. Сопоставление данных наблюдений с данными рентгеновского излучения и у - излучения позволяет заключить, что во взрывной фазе вспышки, несмотря на очевидное наличие пучков протонов, водородные линии в хромосфере возбуждаются под воздействием пучков электронов. Это подтверждено, во-первых, строгим совпадением узлов жесткого рентгеновского излучения с участком вспышки в На, где наблюдалась ударная линейная поляризация. Во-вторых, вычисленный профиль линии На по модели вспышки, полученной при условии возбуждения хромосферы пучками энергичных электронов, совпадает с наблюденным. Во время главной фазы дополнительно поступает энергия из короны в виде пучков протонов. Таким образом, бомбардировка хромосферы пучками протонов и электронов обеспечивает бюджет энергии, необходимый для возбуждения и всего времени жизни хромосферной вспышки.

На защиту выносятся следующие результаты и положения

1. Разработка и применение при наблюдениях солнечных вспышек методов исследования турбулентных электрических полей. Определен характерный вид профилей параметров Стокса при турбулентном эффекте Штарка для линий На и Нр, формирующихся в оптически толстой среде солнечной атмосферы. Произведен выбор линий Не1 для определения уровня ленгмюровской и ионно-звуковой турбулентности по методу Баранже-Мозера плазменных сателлитов запрещенных компонент линий. Выполнены исследования плазменной турбулентности в нескольких вспышках тремя методами: поляризационным методом по линиям На и Нр, методом Баранже-Мозера по трем линиям Не1 и методом провалов на крыльях бальмеровских линий Не, Н8 и Нц-Нн. На основании исследований сделан вывод, что уровень плазменной турбулентности в хромосферных слоях вспышки

2. Доказательства существования ударной линейной поляризации со степенью « 10% во вспышках в течение нескольких минут, что подтверждает гипотезу о важной роли пучков нетепловых частиц в нагреве хромосферы и вносимом ими вкладе в бюджет энергии хромосферной вспышки. Интерпретация наблюдаемых во время главной фазы вспышки кратковременных «всплесков» поляризации воздействием пучков низкоэнергичных протонов с Е < 200 КэВ на уровне хромосферы. Впервые обнаружены вариации параметров Стокса в малом пространственном участке вспышки (0,5") с полной инверсией знака поляризации в интервале 5"в течение 10 с. Построена модель конкретной вспышки (балла 2В/Х4,8) в предположении бомбардировки хромосферы пучками энергичных электронов по данным ИНЕ881 об энергии электронов в этой вспышке. По этой модели реконструирован профиль линии На. Удовлетворительное совпадение вычисленного и наблюденного профилей показало, что наблюдаемая эмиссия На и поляризация во взрывной фазе вспышки могут быть объяснены бомбардировкой хромосферы пучками электронов.

3. Создание спектральной и спектро-поляриметрической системы для наблюдений солнечных тонкоструктурных образований на БСВТ: выбор схемы спектрографа, вычисление аберрационного пятна, модернизация спектрографа после переведения регистрации спектров на ПЗС-камеру. Проведенное исследование показало, что в 2-5 рабочих порядках разрешающая способность спектрографа равна 220000-580000, и комплекс телескоп - спектрограф имеет пространственное разрешение < 0,4". Отработана методика минимизации инструментальной поляризации.

Апробация работы

Основные результаты исследований докладывались на международных конференциях: Международная конференция Европейской группы по атомной спектроскопии, Грац, Австрия (1996); Международные конференции Европейско-Азиатского Астрономического общества JENAM: Прага, Чехия (1998); Москва (2000); Международные рабочие группы по солнечной поляризации: Санкт-Петербург (1995), Бангалоре, Индия (1998); Вторая европейская конференция «Солнечный цикл и космическая погода», Эквенс, Италия (2002); Европейская конференция «Солнечная нестабильность: от ядра до внешних границ», Прага, Чехия; Международная конференция «Звезды как Солнце: активность, эволюция и планеты», Сидней, Австралия; а также на международных конференциях России и стран СНГ в Санкт-Петербурге: « Солнце в максимуме активности и солнечно-земные аналогии» (2000); в Иркутске: Всероссийская конференция «Солнечная активность и ее земные проявления», посвященная памяти Г.В.Куклина (2000); Всероссийская конференция «Магнитные поля и трехмерная структура солнечной атмосферы», посвященная памяти В.Е.Степанова.

Публикации

По теме диссертации опубликовано 30 работ. 20 статей опубликовано в ведущих международных рецензируемых журналах, в том числе в отечественных: в «Астрономическом журнале» и в журнале «Оптика и спектроскопия». Кроме того, часть результатов вошла в монографию:

Kazantsev S.A., Petrashen A.G. and Firstova N.M. Impact Spectropolarimetric Sensing // Physics of atoms and molecules. - Kluver Academic- 1999-P.353.

Личный вклад автора

Работы, представленные в диссертации, выполнены автором как самостоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из ИСЗФ и Санкт-Петербургского Государственного университета, а также с коллегами из Астрономического Института Чешской республики, Научно-технического центра Нанкинского университета (Китай) и Парижской обсерватории (Франция). При выполнении работ, опубликованных в соавторстве, автору принадлежит равный вклад наряду с другими участниками.

Структура и объем диссертации.

Диссертация состоит из введения, трех разделов и заключения, общий объем диссертации составляет 235 страниц, в ней представлено 82 рисунка. Библиография составляет 200 наименований.

Выводы

1. В восьми из 30 наблюденных вспышек обнаружены свидетельства ударной линейной поляризации. В тех случаях, когда проводились продолжительные наблюдения вспышки, можно утверждать, что поляризация длилась не более 2 минут, иногда появляясь несколько раз во время вспышки. Показано, что наблюдаемая поляризация не может быть вызвана инструментальными эффектами.

2. Одна из вспышек сопровождалась выбросом хромосферного вещества со скоростью 160 км/сек; в выбросе обнаружена поляризация, направление которой противоположно ориентации поляризации во вспышке.

3. В нескольких случаях обнаружено полное «обращение» поляризации от тангенциального направления к радиальному. Изменение знака и степени поляризации становится заметным при измерениях с шагом 0,4 - 0,5", полное обращение поляризации происходит на пространстве 4 -5". В одной из вспышек полное обращение поляризации произошло в течение 10 сек. Предварительная интерпретация этих результатов такова: по-видимому, наши наблюдения происходили тогда, когда энергия частиц уменьшалась и проходила пограничное значение Ео.

4. Поляризацию, наблюдаемую во время главной фазы вспышки, мы объясняем бомбардировкой хромосферы низко-энергичными протонами с Е < 200 КэВ. На этой фазе вспышки жесткое рентгеновское излучение слабо, и, следовательно, скорости низко-энергичных электронов в силу кулоновских соударений не сохраняют первоначальную анизотропию. В этих случаях профиль линии Нд не имел центрального обращения, которое появляется в случае бомбардировки хромосферы электронами.

5. Поляризация, найденная во взрывной фазе вспышки балла 2В/Х4.8, объясняется пучками высокоэнергичных электронов. Наблюдения на космическом аппарате RHESSI во время этой вспышки с высоким пространственным разрешением рентгеновского излучения и у- излучения в «быстрых» линях позволили выделить в атмосфере Солнца области, возбуждаемые частицами с разной энергией. При сопоставлении этих данных с положением петель, полученных с помощью TRACE, оказалось, что в большие вспышечные петли и в области хромосферы, превышающие по размеру На - вспышку, «высыпают» протоны и ионы с энергией >2 МэВ. В подножиях небольших петель (аркад), где нами наблюдалась поляризация, расположены источники жесткого рентгеновского излучения, обусловленные тормозным излучением атмосферы под воздействием ускоренных электронов с первоначальной энергией 20-200 КэВ.

Заключение

В заключении перечислены основные результаты исследований, проведенных в настоящей работе.

1. Создание спектральной и спектро-поляриметрической системы для наблюдений солнечных тонкоструктурных образований на БСВТ. С этой целью был произведен выбор схемы спектрографа, выполнен габаритный расчет элементов спектрографа, проведены вычисления аберраций. После установки спектрографа выполнено исследование спектрографа, которое показало, что спектрограф имеет высокое спектральное разрешение, а именно в 2-5 рабочих порядках разрешающая способность спектрографа равна 220000-580000. Пространственное разрешение комплекса телескоп -спектрограф незначительно ухудшено по сравнению с теоретическим разрешением телескопа и составляет < 0,5". Отработана методика минимизации инструментальной поляризации. После оснащения спектрографа ПЗС-камерой и переходом на фотоэлектрический метод регистрации спектров произведена модернизация спектрографа.

2. Разработка методов исследования плазменной турбулентности в солнечных вспышках. Показано, что при поляризационных наблюдениях турбулентного эффекта Штарка по линиям На и Нр интенсивность электрических полей можно получить по усредненному сдвигу нескольких к или ст компонент. Произведен отбор спектральных линий для исследования турбулентных электрических полей в солнечных вспышках методом Баранже-Мозера плазменных сателлитов запрещенных компонент линий Не1.

3. Выполнены исследования плазменной турбулентности в нескольких вспышках разными методами: поляризационным методом по линиям Нд и Нр, методом Баранже-Мозера по трем линиям Не1 и методом провалов на крыльях бальмеровских линий Не, Нз и Нц-Нн. Все методы оказались недостаточно чувствительными для уверенного определения напряженности электрических полей в плотной хромосфере солнечной вспышки. Лишь метод Баранже-Мозера позволил получить величину низкочастотной составляющей электрического поля Е& 1.5.кВ/см. Наряду с немногочисленными результатами исследований других авторов это дает основание сделать вывод, что уровень плазменной турбулентности в е2)/ хромосферных слоях солнечной вспышки £ = * ¿Г не пРевышает 0.02.

4. Анализ поляризационных спектров примерно 30 вспышек показал, что использование поляризационного метода позволяет обнаружить ударную линейную поляризацию, обусловленную бомбардировкой хромосферы энергичными частицами, в отличие от линейной поляризации, вызванной турбулентным эффектом Штарка. Это связано с различием механизмов образования линейной поляризации. В случае ударной поляризации атомные уровни остаются вырожденными, т.е. не происходит расщепления на подуровни, в результате чего каждый - обыкновенный и необыкновенный лучи - формируют полный профиль линии. В случае электрического поля атомные уровни водородных линий расщепляются на множество подуровней, положение которых зависит как от интенсивности поля, так и от плотности атмосферы. Поскольку интенсивность поля и плотность меняются с глубиной хромосферы, длины волн п и ст компонент, идущих с разных уровней атмосферы могут совпадать, что приводит к нулевому разностному профилю.

5. Доказано существование кратковременной ударной линейной поляризации по линии На в некоторых участках солнечных вспышек, вызванной бомбардировкой хромосферы энергичными частицами. Впервые обнаружено изменение параметров Стокса в малом пространственном участке вспышки (0,05"); полное обращение поляризации происходит на пространстве в 0,5". В мощной вспышке балла 2В/Х4,8 значение параметра Стокса 0 изменилось на обратное в течение 10 с.

6. Вариации поляризации во вспышке свидетельствуют об изменении энергии в пучке частиц и переходе величины энергии через критическую величину Ео. Помимо полученных из наблюдений азимута и степени поляризации для вывода о виде частиц, бомбардирующих хромосферу, использовался также наблюденный профиль линии На. При воздействии пучков энергичных электронов профиль линии имеет сильное центральное обращение и широкие крылья, при бомбардировке хромосферы пучками протонов - эмиссия в центре линии не имеет обращения и крылья не столь широкие. Данные собственных наблюдений интенсивности и поляризации в линии На позволили сделать вывод о том, что во время главной фазы вспышки поляризация вызвана бомбардировкой хромосферы пучками протонов с энергией < 200 кэВ.

7. Построена модель конкретной вспышки (балла 2В/Х4,8) в предположении бомбардировки хромосферы пучками энергичных электронов по данным КНЕББ! об энергии электронов в этой вспышке. По этой модели реконструирован профиль линии На. Удовлетворительное совпадение вычисленного и наблюденного профилей показало, что наблюдаемая эмиссия Н« и поляризация во взрывной фазе вспышки могут быть объяснены бомбардировкой хромосферы пучками электронов.

1. Somov B.V. Physical processes in solar flares // Kluwer Academic Publishers 1992. - PP.249.

2. Lin R.P. The High Energy Solar Spectroscopic (HESSI) Mission // High Energy Solar Physics Anticipating HESSI. Eds. Ramaty R and N. Mandszhavidse - 2000. - V.206 - P.l-12.

3. Sturrock P.F. Solar flares and magnetic topology // Solar Physics 1987. -V.l 13 - №1/2 - P.13-30.

4. Hudson H.S. Solar flare discovery // Solar Physics 1987. - V.l 13 - P.l-12.

5. Svestka Z.F. Relationships among flare images at different wavelengths // Solar Physics 1987. - V.l 13 - №1/2 - P.67-86.

6. Dennis B.R., Schwarz R.A. Solar flares: the impulsive phase // Solar Physics 1989.-V.121 -P.75-94.

7. Emslie A.G. Model of flares loops // Solar Physics 1989. - V.121 -P.105-116.

8. Aschwander M.J. Particle acceleration and kinematics in solar flare// Space Science Reviews 2002. - V.l01 - P.l-227.

9. Dennis B.R., Holman G.D., Hudson H.S., Kosugi Т., Strong K.T. and Zarro D.M. Evidence of both electron acceleration and direct heating in solar flares // Proc. of Kofii Symp., NRO Report 360 1994. - P.217-220.

10. Zarro D.M., Mariska J.T., Dennis B.R. Studying solar flares with Yohkoh and Compton Gamma-ray // Proc. of Kofu Symp., NRO Report 360 1994. -P.221-224.

11. Priest E.R. Solar flare theory and the status of flare understanding //HIGH ENERGY SOLAR PHUSICS-Anticipating HESSI, eds. Ramaty R. and Mandzhavidze N. 2000. - V.206 - P. 13-26.

12. Brown D.G. and Emslie A.G. Hard X-ray emission -heated solar flares a comparison of non-thermal and thermal contributions // Solar Physics -1987 - V.l 10 - P.305-315.

13. Foukal P.V. Solar astrophysics 1990. - PP.475.

14. Brown D.G., Melrose D.B. and Spicer D.S. Production of a collisionless front by rapid coronal heating and its role in solar hard X ray bursts // Astrophys. J. - 1979. - V.228 - P.592-597.

15. Brown D.G. The deduction of energy spectra on non-thermal electrons in flares from the observed dynamic spectra of hard X ray bursts // Solar Physics - 1971. - V.18 - P.489-502.

16. Emslie A.G. A comparison of the height distribution of solar flare hard X -rays in thick target and thermal models // Astrophys. J. 1981. - V.245 -P.711-720.

17. Emslie A.G. Observational signatures of thermal and non-thermal models of hard X-ray emission in solar flares // Год солнечного максимума M. — 1981. Т. 1 - С. 118-125.

18. Dennis B.R. Solar flare hard X-ray observations // Solar Physics 1988. -V.l 18 - P.49-94.

19. Aschwander M.J., Schwartz R.A, Alt D.M. Electron time-of-flight differences in solar flares // Astrophys. J. 1995. - V.447 - P.923-935.

20. Chambe G. and Henoux J.-C. Direct excitation of hydrogen by Photoelectron and accelerated electron collisions in solar chromospheric flares: effects on the profile and polarization of Lya// Astron. Astrophys. -1979. V.80 - P.123-129.

21. Emslie A.G. The collisional interaction of a beam of charged particles with a hydrogen target of arbitrary level // Astrophys. J. 1979. - V.224 -P.241-246.

22. Ricehiazzi P.J., Canfield R.C. Statistical model of chromospheric heating in solar flares // Astrophys. J 1983. - V.272 - P.739-755.

23. Canfield R.C., Gayley K.G. Ha diagnostics chromospheric heating of electron beam in solar flares // Astrophys. J - 1987. - V.322 - P.999-1009.

24. Schmieder В., Peres G., Enome S., Falciani R., Heinzel P., Henoux J.-C., Mariska J., Reale F., Rompolt В., Shibasaki K., Stepanov A.V., Wulser

25. J.P., Zarro D.M. and Zarkova V. // Energy transport and dynamics// Solar Physics 1994 - V.l53 - P.55-72.

26. Hudson H.S. Thick-target processes and white-light flares // Solar Physics -1972. -V.24-P.414-428.

27. Lin R.P. and Hudson H.S. Non-thermal processes in large solar flare // Solar Physics 1976. - V.50 - P. 153-178.

28. Somov B.V. //Solar Physics 1975 - V.42 - P.235

29. Simnett G.M. A dominant role for protons at the onset of solar flares. // Solar Physics. 1986. - V.l06 - P. 165-183.

30. Emslie A.G., Miller J.A., Vogt E., Henoux J.-C., Sahal-Brechot S

31. Ha polarization during a well-observed solar flare: proton energetic and implications for particle acceleration processes // Astrophys. J. - 2000. -V.542-P.513-520.

32. Simnett G.M. Protons in Flares // Space Science Rev. 1995. V.73 -P.3 87-401.

33. Ramaty R., Mandzhavidze N., Kozlovsky В., Murphy R. // Astrophys. J. -1995.-V.455 -L193.

34. Henoux, J.-C., Chambe G., Smith D., Tamres D., Feautrier N., Rovira M., Sahal-Brechot S. Impact line linear polarization as a diagnostic of 100 KeV proton acceleration in solar flares // Astrophys. J., Supplement Series, June 1990.- V.73 -P.303-311.

35. Vogt E., and Henoux J.-C. Polarimetry radiation of a solar flares // Solar Physics 1996.- V.l 64- P.345-359.

36. Spicer D.S., Davis J. The stark broadening mechanism in an unstable plasma // Solar Physics 1975. - V.43 - P. 107-110.

37. Сыроватский С.И., Буланов C.B., Догель B.A. Физика солнечных вспышек // Итоги науки и техники, ВИНИТИ. Астрономия. 1982 -Т.21 - С. 188-220.

38. Bakshi P., Kalman G. Possible spectral diagnostics for turbulent electric fields in solar flares // Solar Physics 1976. - V.47 - P.307-317.

39. Долгинов А.З., Яковлев Д.Г. Влияние электрических полей плазмы на спектральные линии водорода//Астрон. журн. 1973. -Т.50 - С.1001-1010.

40. Томозов В.М. Эффект Штарка на плазменных колебаниях как возможная причина уширения водородных линий в солнечных вспышках //Астрономический циркуляр. 1973. - Т.749- С. 1-3.

41. Oks Е.А., Gaisinsky I.M. New ideas ou the problem of plasma turbulence diagnostics in solar flares // Solar Maximum Analysis, eds. V.E. Stepanov and V.N.Obridko. — VNU Science Press, Utrecht 1987 - P.237-242.

42. Оке E.A. О методе исследования механизмов солнечных вспышек по спектральным линиям водорода. // Письма в Астрон. журн. 1978.1. Т.4 -№ 9 -С.415-420.

43. Altyntsev А.Т., Banin V.G., Kuklin G.V., Nefedjev V.P., Stepanov A. V., Stepanov V.E., Tomosov V.M. Scientific problems to the SERF program // Preprint SiblZMIR 5 79 - Irkutsk - 1979 - PP. 13.

44. Оке E.A. Спектроскопия плазмы с осциллирующими электрическими полями и их диагностика в солнечных вспышках // Год солнечного максимума. М., 1981 - Т. 1 - С.200-206.

45. Максимов В.П. О питч-угловом распределении электронов, генерирующих жесткое рентгеновское излучение во вспышечных петлях // Астрон. журн. 1976. - Т.53 - С.215-217.

46. Сомов Б.В. О гидродинамических моделях воздействия вспышек на хромосферу Солнца // Письма в Астрон. журн. 1980. - Т.6 - С.597-600.

47. Максимов В.П., Томозов В.М. О возможных проявлениях турбулентного Штарк-эффекта в различных моделях вспышек // Год солнечного максимума. М., 1981. - Т. 1 - С.168-176.

48. Maksimov V. P., Tomozov V.M. On possible manifestation of the turbulent stark effect in different flare models // Preprint SiblZMIR 8 81 - Irkutsk -1981 - P. 9.

49. Tomozov V.M. Turbulent Star effect: possible observational manifestation in solar flares // Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer 1990. - V.44 - №1 - P. 184-192.

50. Северный А.Б. Причины расширения водородных линий в спектре Солнца // Изв. КрАО 1956. - Т. 16 - С.54-66.

51. Svestka Z. Hydrogen spectrum of the flare of July 30 // Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1960. - V.l 1 - P.167-170.

52. Казачевская T.B., Северный А.Б. Исследование водородного спектра хромосферной вспышки. //Изв. КрАО 1958. - Т. 19 - С.46-71.

53. Machado М.Е., Avrett Е.Н., Vernazza J.E., Noyes R.W. Semiempirical models of chromospheric flare regions // Astrophys. J. 1980. - V.242 -P.336-351.

54. Fang C., Henoux J. C., Gan W.Q. Diagnostics of non-thermal processes in chromospheric flares. 1. Ha and Call К line profiles of an atmosphere bombarded by 10-500 keV electrons // Astron. Astrophys. 1993. - V.274 -P.917-922.

55. Henoux J.C., Fang C., Gan W.Q. Diagnostics of non-thermal processes in chromospheric flares. II. Ha and Call К line profiles for an atmosphere bombarded by 100 keV-1 MeV protons // Astron. Astrophys. 1993. -V.274 - P.923-930.

56. Fang C., Feautrier N., Henoux J.C. Hydrogen line spectra of a non-thermal proton beam due to charge exchange in solar flares // Astron. Astrophys. — 1995.- V.297 P.854-860.

57. Bakshi P., Kalman G., Cohn A. Hydrogen Stark Zeeman spectra for combined statistical and dynamic fields // Phys. Rev. Lett. - 1973. - V.31 -P.1576-1580.

58. Cohn A., Bakshi P., Kalman G. Linear Stark-effect due to resonance interaction of statistical and'dynamical fields // Phys. Rev. Lett. -1972 -V.29 P.324-327.

59. Drawin H.W. The last truth on plasma satellites? // Reprint from: Spectral line shapes, ed. Weude B. Walter de Gruyter &Co. Berlin, New-York, 1981. - P.527-576.

60. Шолин Г.В. Штарковское уширение спектральных линий водорода в турбулентной плазме // Доклады АН СССР 1970. - Т. 195 - № 3. -С.585-592.

61. Завойский Е.К., Калинин Ю.Г., Скорюпин В.А., Шапкин В.В., Шолин Г.В. Измерение электрических полей в турбулентной плазме по штарковскому уширению спектральных линий водорода // Доклады АН СССР 1970. - Т.194 - №1 - С.55-58.

62. Грим Г. Уширение спектральных линий в плазме. М.: Мир - 1978. -СС.489.

63. Коваль А.Н., Оке. Е.А. Некоторые результаты поиска низкочастотной плазменной турбулентности в мощных хромосферных вспышках // Изв.КрАО 1983. - Т.67 - С.90-102.

64. Банин В.Г., Максимов В.П., Томозов В.М. О диагностике вспышечной плазмы по эффекту Штарка в турбулентных полях// Исследования по геомагнитизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука - 1979. - Т.45 - С.54-59.

65. Henoux J.-C., Semel М. На linear polarization diagnostic for chromospheric heating in solar flares // Год солнечного максимума, M. -1981.- 1 -207-210.

66. Henoux J.-C., Chambe G. Ha impact polarization observed in solar flares as a diagnostic of energy transport mechanisms // Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer. — 1990. V.44 - N1 — P. 193-201.

67. Henoux J. С., Heristchi D., Chambe G., Woodgate В., Shine R., Beckers J., Machado M. Conductive flux in flaring solar chromospheres deduced from the linear polarization observations // Astron. Astrophys. 1983. - V.l 19 -P.233-238.

68. Henoux J. C., Chambe G., Semel M., Sahal S., Woodgate В., Shine R., Beckers J., Machado M. Impact linear polarization in a UV chromospheric line during a solar flare // Astrophys. J. 1983. - V.265 - P. 1066-1075.

69. Aboudarham J., and Henoux J.-C. Electron beam as origin of white-light solar flares//Solar Physics. 1989.-V.121 -P.19-30.

70. Aboudarham J., and Henoux J.-C. Energy deposit at temperature minimum level and white light flares // Astrophys. J. 1986. - V.l56 - P.73-78.

71. Bianda M., Stenflo J.O., Gandorfer A.,Gisler D. and Kuveler G. Search of impact polarization in Ha flares.// Solar polarization 3, ASP Conference Series. 2002. - V.307 - P.487-492.

72. Домышев Г.Н., Клевцов C.A., Скоморовский В.И., Ган В.И., Устинов С.И. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца -1982. Т.60 - С.212-231.

73. Степанов В.Е., Банин В.Г., Круглов В.И. Экспериментальный макет Большого солнечного вакуумного телескопа (ЭМ БСВТ СизИЗМИР) // Новая техника в астрономии. 1979. - Т.6 - С.42-51.

74. Китов Ю.А., Григорьев В.М., Говорухин В.Я. Полярный сидеростат Большого солнечного вакуумного телескопа // Исследования по геомагнитизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука -1980. - Т.52 - С.76-81.

75. Банин В.Г. Требования к современным солнечным наземным телескопам // Препринт СибИЗМИР 10-77 Иркутск - 1977. - №10.

76. Банин В.Г. Солнечные телескопы // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца 1980. - Т.52 - С.60-70.

77. Степанов В.Е., Трифонов В.Д. Влияние межлинзового расстояния на остаточный хроматизм двухлинзового объектива // Исследования погеомагнетизму, аэрономии и физике Солнца 1974. - Т.31 - С.65-67.

78. Круглов В.И., Шамсутдинов М.А., Китов А.К., Кузнецов Ю.А., Григорьев В.М., Говорухин В.Я. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца 1980. - Т.52 - С.76-81.

79. Александрович С.В., Домышев Г.Н., Квачева В.Н., Круглов В.И., Скоморовский В.И. 1990. Бюл. Изобретений 7, номер сертификации 1580310.

80. Фирстова Н.М. О выборе схемы спектрографа // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца 1980. - Т.52 - С. 122127.

81. Пейсахсон И.В. Оптика спектральных приборов. JL, "Машиностроение", 1975. СС.271.

82. Тарасов К.И. Спектральные приборы. JI. "Машиностроение", 1977. -СС.367.

83. Зайдель А.Н., Г.В. Островская, Ю.И. Островский. Техника и практика спектроскопии. М., "Наука", 1976. СС.392.

84. Максутов Д.Д. Астрономическая оптика. JL, "Наука", 1979. СС.395.

85. Фирстова Н.М., Губин A.B., Ланкевич H.A. Спектрограф БСВТ: установка и исследование// Исследование по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца 1990.-Т.91 - С.166-174.

86. Карпинский В.Н. Известия ГАО 1965. - Т.24 - вып. 2, № 178, С.84-144.

87. Теплицкая Р.Б. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М."Наука" 1971. - Т.2 - С.210-217.

88. Аллен К.У. Астрономические величины. М. Мир - 1977. - СС.446.

89. Дервис Т.Е. Астрономические спектрографы. Л. 1985. - СС. 84.

90. Малышев В.И. Введение в экспериментальную спектроскопию. М. -Наука- 1979.-СС.478.

91. Булатов A.B., Кашанова Л.К., Фирстова Н.М. // Исследование ПЗС-матрицы и первые спектральные наблюдения с ее помощью на БСВТ.

92. Сборник трудов конференции. Современные проблемы солнечной цикличности - ПИЯФ - 1977. - С. Петербург - С.270-274.

93. Skomorovsky V.I., Firstova N.M. The Large Solar Vacuum Telescope: The optical system and first results of observations // Solar Physics 1996. -V.163 — P.209-222.

94. Baranger M., Moser B. Light as a plasma probe // Physic. Rev. 1961. -V.123 - №1 -P.25-35.

95. Шолин Г.В. О природе асимметрии профиля водородных спектральных линий в плотной плазме // Оптика и спектроскопия. -1969 Т.26 - вып. 4 - С.489-505.

96. Закатов Л.П., Платов А.Г., Шапкин В.В., Шолин Г.В. Измерение уровня шумов ленгмюровских колебаний в системе плазма-пучок по штарковскому уширению спектральных линий водорода // Доклады АН СССР 1971. - Т. 198 - №6 - С.1306-1309.

97. Загородников С.П., Смолкин Г.Е., Стриганова Е.А., Шолин Г.В. Метод измерения неравновесных электрических полей в турбулентной плазме по штарковскому уширению спектральных линий водорода // Доклады АН СССР 1970. - Т.195 - № 5 - С.1065-1068.

98. Березин А.Б., Дубовой JI.B., Люблин Б.В., Яковлев Д.Г. Спектроскопическое исследование параметров турбулентной плазмы // ЖТФ 1972 - Т.42 - С.946-953.

99. Оке Е.А., Шолин Г.В. О штарковских профилях водородных спектральных линий в плазме с ленгмюровской турбулентностью // ЖЭТФ 1975. - Т.68 - № 3 - С.974-986.

100. Cooper W.S. III, Ringler Н. Spectroscopic measurement of high-frequency electric fields in a plasma by observation of two quantum transitions and spectral line shifts // Phys. Rev. 1969. - V. 179 - P.226—236.

101. Cooper W. S. Ill, Hess R. A. Spectroscopic measurement of the frequency, intensity, and direction of electric fields in a bream-plasma interaction by the high-frequency Stark-Zeeman effect // Phys. Rev. Lett. — 1970. V.25-Р.433-436.

102. Березин А.Б., Люблин Б.В., Яковлев Д.Г. Об исследовании низкочастотных электрических полей плазмы по штарковскому уширению спектральных линий водорода // ЖТФ 1984. - Т.54 - №10- С.1897-1901.

103. Березин А.Б., Люблин Б.В., Яковлев Д.Г. Исследование турбулентности плазмы быстрого линейного тета-пинча по штарковскому уширению спектральной линии дейтерия // Препринт НИИЭФА К-0586 - Ленинград - 1982. - СС.13.

104. Березин А.Б., Люблин Б.В., Яковлев Д.Г. Исследование турбулентности плазмы быстрого линейного тета-пинча по штарковскому уширению спектральных линий дейтерия // ЖТФ -1983. Т.53 - №4 - С.642-649.

105. Оке Е.А., Шолин Г.В. О штарковских профилях водородных линий в плазме с низкочастотной турбулентностью // ЖТФ 1976. -Т.46 - № 2- С.254-264.

106. Fritzova L. Two characteristics of the line asymmetry in spectra of flares // Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1961. - V. 12 - P.254-255.

107. Банин В. Г. Развитие спектров хромосферных вспышек и во взрывной фазе на примере вспышки 26 сентября 1963 г. // Изв. КрАО 1965. -Т.ЗЗ-С.118-137.

108. Смит Г., Смит Э. Солнечные вспышки. М. Мир — 1966. - СС.426.

109. Svestka Z. Solar Flares Dordrecht, Holland - 1976. - PP.399.

110. Собельман И.И. Введение в теорию атомных спектров, физматгиз, М., 1963.-СС.640.

111. Фриш С.Э. Оптические спектры атомов М.-Л. Физматгиз - 1963.1. СС.640.

112. Вайнштейн Л.А., Собельман И.И., Юков Е.А. Возбуждение атомов и уширение спектральных линий. М. - Наука - 1979.

113. Галдецкий А.В., Оке Е.А. Квазистатические штарковские профили водородных линий, уширенных плазменной турбулентностью // Изв. КрАО 1981. - Т.65 - С.59-71.

114. Бабыкин М.В., Жужунашвили А.И., Оке Е.А., Шапкин В.В., Шолин Г.В. Поляризационный спектроскопический анализ шумов турбулентной плазмы, возникающих при аннигиляции встречных магнитных полей // ЖЭТФ 1973. - Т.65 - №1 (7) - С. 175-188.

115. Шолин Г.В., Оке Е.А. Теория оптических поляризационных измерений спектра турбулентности в плазме // Доклады АН СССР -1973. Т.209 - № 6 - С.1318-1321.

116. Жужунашвили А.И., Оке Е. А. Методика оптических поляризационных измерений спектра ленгмюровской турбулентности плазмы // ЖЭТФ 1977. - Т.73 - № 6(12) - С.2142-2156.

117. Оке Е.А., Шагиев Ю.М. Спектроскопическая диагностика фиксированных и случайных фаз электрических полей и детальные расчеты расщепления водородных линий в поле Eocosoot // Препринт ИПФ АН СССР №76 - Горький - 1983. - СС.44.

118. Оке Е.А., Шагиев Ю. М. Таблицы профилей бальмеровских линий в поле Е0 cosœt // Препринт ИПФ АН СССР №77 - Горький - 1983. -СС.64.

119. Griem H.R. Calculated electron and Stark broadening of the allowed and forbidden 23P-43p, 3D, 3F transitions in neutral helium // Astrophys. J. -1968. V.154 - P.l 111-1122.

120. Barnard A. J., Cooper J., Shamey L.J. Calculated profiles of He 14471 and 4922 Â and their forbidden components // Astron. Astrophys 1969. - V.l - P.28-36.

121. Bekefi. G. A spectroscopic look at plasma turbulence // Comments Plasma

122. Physics 1972.-V.l -P.9-15.

123. Зеленин Г.В., Куцин А.А., Мазниченко M.E., Павличенко O.C., Супруненко B.A. Наблюдение плазменных сателлитов вблизи запрещенных линий Не I при турбулентном нагреве плазмы // ЖЭТФ -1970. Т.58 - вып.6 - С. 1879-1890.

124. Truong-Bach, Drawin H.W. Plasma satellites in the case of no coherent and no polarized field of the emission // Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer 1982. - V.27 - N6 - P.627-638.

125. Ohman J. Are plasma satellites present among chromospheric lines? // Solar Physics 1983. - V.85 - P.53-63.

126. Foukal P., Miller P., Gilliam L. Electric fields in coronal magnetic loops // Solar Physics. 1983. - V.83 - P.83-102.

127. Коваль A.H., Оке E.A. Некоторые результаты поиска низкочастотной плазменной турбулентности в мощных хромосферных вспышках // Изв. КрАО 1983. - Т.67 - С.90-102.

128. Davis W. D. Measurement of plasma wave electric fields in solar flares // Solar Physics 1977. - V.54 - P. 139-149.

129. Heinzel. P. Formation of hydrogen lines under the influence of turbulent electric fields in solar flares // Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer 1990. - V.44 - №1 - P. 185-192.

130. Зоммерфельд А. Строение атомов и спектры М. - Мир - 1963. -СС.319.

131. Underhill А.В. and Waddell J.H. Stark Broadening Functions for the Hydrogen Lines // Washington, D.C. Dept. of Commerce, 1959. NBS Circular№603 -PP.95.

132. Фирстова H.M. Поляризационный метод исследования турбулентных электрических полей в солнечных вспышках // Год солнечного максимума М., - 1981.-Т. 1 - С. 193-199.

133. Фирстова Н.М. Обзор методик и данных наблюдений турбулентных электрических полей в солнечных вспышках // Исследования погеомагнитизму, аэрономии и физике Солнца М. - Наука - 1984. -Т.68 - С.31-45.

134. Фирстова Н.М. Наблюдательные аспекты исследования плазменной турбулентности в солнечных вспышках // Труды IV семинара «Проблемы Физики солнечных вспышек» /ИЗМИР АН СССР М. -1986. - С.65-83.

135. Firstova N.M. Observational aspects of the study of plasma turbulence in solar flares // Journal of Quantitative Spectroscopy & Radiative Transfer. -1990. V.44 - №1 - P.177-184.

136. Казанцев С.А., Фирстова H.M., Кашапова Л.К., Булатов А.В., Петрашень А.Г., Эну Ж-К. Спектрополяриметрическое исследование На излучения «усов»: наблюдения и вычисление параметров Стокса// Астрономический журнал — 1998. Т.75 - №5 - С.792-796.

137. Firstova N.M., Boulatov A.V., Kashapova L.K. The linear polarization in moustaches // Proceedings of an International Workshop, Bangalore, India, 12-16 October 1998, Kluwer ASSL Series.- 1999.-V.243-P.451-458.

138. Firstova N.M., Boulatov A.V., Kashapova L.K., Henoux J. -C. The linear polarization in moustaches // 2-nd International Workshop on Solar Polarization, Bangalore, India, October 12-16, 1998 Abstract booklet. -1998.-P. 40.

139. Кашапова Л.К., Фирстова Н.М. Исследование «бомб» Эллермана на БСВТ // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. -2001. — Т.113 С.84-88.

140. Северный А.Б. Исследование тонкой структуры эмиссии активных образований и нестационарных процессов на Солнце // Изв. КрАО1957. -T.l 7 C.129-161.

141. Северный А.Б. Исследование спектров сильных хромосферных вспышек // Изв. КрАО 1959. - Т.21 - С. 131 -151.

142. Северный А.Б., Коваль А.Н. Исследование расширения эмиссий сильных вспышек и усов // Изв. КрАО 1961 - Т.26 - С.3-40.

143. Бабин А.Н. О размерах и яркости усов // Изв. КрАО 1978. - Т.58 -С.8-12.

144. Ден О.Е., Корниенко Г.И., Махмутов Ф.М., Михалина Ф.А. Структура хромосферы и лучевые скорости в окрестности усов // Солнечные данные 1983.-T.il -С.85-90.

145. Kitai R. On the mass motions and the atmospheric states of moustaches // Solar Physics 1983. - V.87 - P. 135-154.

146. Kurokawa H., Kawaguchi J., Funakoshi Y., Nakai Y. Morphologic and evolutional features of Ellerman bombs // Solar Physics 1982. - V.79 -P.77-84.

147. Бабин A.H., Коваль А.Н. Исследование линейной поляризации некоторых солнечных эмиссионных образований // Изв. КрАО 1983. -Т.66 - С.89-102.

148. Бабин А.Н., Коваль А.Н. О поляризации эмиссии усов у солнечного лимба // Изв. КрАО 1985. - Т.73 - С.3-8.

149. Babin A.N., Koval A.N. On the fine structure of polarized elements in solar //Solar Physics 1985. - V.98 - P.159-161.

150. Бабин A.H., Коваль А.Н. Об исследовании поляризации усов с На фильтром // Изв. КрАО 1986. - Т.75 - С.52-59.

151. Бабин А.Н., Коваль А.Н. Исследование линейной поляризации усов // Изв. КрАО 1987. - Т.77 - С.9-16.

152. Rust D.M., Keil S.L. A search for polarization in Ellerman bombs // Solar Physics 1992. - V.140 - P-.55-65.

153. Шерклифф У. Поляризованный свет М. Мир - 1965. - СС.264.

154. Firstova N.M. An investigation of the linear polarization in emission features of active regions // Solar Physics — 1986. — V. 103 P. 11-20.

155. Курочка JI.H. Электронная концентрация и структура хромосферных вспышек // Астрон. журн. 1970. - Т.47 - С. 111-122.

156. Фирстова Н.М. Оценка возможности исследования турбулентности вспышечной плазмы по сателлитам запрещенных компонент линий Не1 // Исследования по геомагнитизму, аэрономии и физике Солнца. -М. Наука - 1983.-Т.65 - С. 194-204.

157. Firstova N.M. An evaluation of the possibility of studying flare plasma turbulence using the satellites of He I line forbidden components // Solar Physics 1984. - V.90 - P.269-279.

158. Svestka Z. Spectral analysis of the moustache-like flare of August 7, 1960 // Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1963. - V.14 - P.234-244.V

159. Valnicek, В., Letfus, V., Blaha, M., Svestka, Z. and Seidl, Z. The flare spectrograph at Ondrejov // Bull. Astron. Inst. Czechosl. — 1959. V.10 -P.149-160.

160. Firstova N.M., Heinzel P., Kotrc. P. On the presence of high- frequency turbulent electric fields in the August 7.1960 flare // Proceeding of the XIII Cons. Meeting of Solar Phys. "Solar magnetic fields and corona" Moscow -Nauka- 1989.-V.2-P.201-297.

161. Firstova N.M., Heinzel P., Koirc P. On the presence of high-frequency turbulent electric fields in the august 7, 1960 flare // Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1990. - V.41 -P.88-96.

162. Foukal P., Hoyt C.,Gilliam L. Electric fields and plasma structure in coronal magnetic loops // Astrophys. J. 1986. — V.303 - P.861-876.

163. Foukal P., Behr B.B. Testing and models of prominences and flares with observations of solar plasma electric fields // Solar Physics 1995. - V.156 - P.293-314.

164. Aboudarham J., Henoux J. C. Non-thermal collisional excitation and ionization by electron beams Effect on the atmospheric energy balanceand white-light emission in solar flares // Adv. Space Res. 1986. - V.6 -P.131-134.

165. Казанцев C.A. Астрофизические и лабораторные приложения явления выстраивания // Успехи физ. Наук 1988.-Т.138 - вып.4-С.621-636.

166. Percival I.C., Seaton M.J. The polarization of atomic line radiation excited by electron impact/ Phil. Trans. Roy. Astron. Soc.A. 1958. - V.251 -P.l 13-138.

167. Henoux J.-C., Vogt E., Chambe G., Brian C. THEMIS as particle detector: spectropolarimrtric of solar flares // IL NUOVO CIMENTO 2004. -V.25C - №5-6 - P.729-734.

168. Henoux J.-C. and Karlicky M. First detection of return currents in solar flares by spectropolarimrtric with THEMIS // Astron. Astrophys. 2003/ -V.407- P.l 103-1113.

169. Henoux J.-C. and Karlicky M. Velocity distribution function anisotropy of soft X-ray generated photoelectrons and resulting Ha polarization in solar flares // Astron. Astrophys 1999/- V.341 - P.896-901.

170. Fletcher L. and Brown J.C. Solar flare H« impact polarization from high energy electrons? // Astron. Astrophys. 1995. - V.294 - P.260-269.

171. Orrall F.Q., Zirker J.B. Lyman-alpha emission from nonthermal proton beams // Astrophys. J. 1976. - V.208 - P.618-632.

172. Emslie A.G., Henoux J.C., Mariska J.T., Newton E.K. The Viability of Energetic Protons as an Agent for Atmospheric Heating during the Impulsive Phase of Solar Flares // Astrophys. J. 1980. - V.470 - LI 311.34.

173. Canfield R. C., Chang C.R. Lya and Ha emission by super thermal proton beams // Astrophys. J. 1985. - V.295 - P.275-284.

174. Karlicky M., Henoux J.-C. and Smith D. Proton transport in magnetic loop and Ha impact line linear polarization // Astron. Astrophys. 1996. - V.310 - P.629-634.

175. Vogt E., Sahal-Brechot S., Henoux J.-C. Polarization of the hydrogen H-alpha line in solar flares: contribution of the different radiative and collisional processes // Astron. Astrophys 1997. - V.324 - P. 1211-1221.

176. Balanca C. and Feautrier.N. Impact polarization and charge exhange as diagnostics of proton beams. // Astron. Astrophys. 1998. - V.334 -P.l 136-1144.

177. Zhao X., Fang, C., Henoux J.C. Non-thermal hydrogen line emission caused by an oblique incident proton beam through charge exchange // Astron. Astrophys 1998. - V.330 - P.351-358.

178. Balanca C., Vogt E. Diagnostic of proton beams in solar flares // Proc.9th European Meeting on Solar Physics "Magnetic Fields and Solar Processes", Florence, Italy, 12-18 September 1999. (ESA SP-448, December 1999).

179. Fisher G.H., Canfield C. and McClymont N. Flare loop radiative hydrodynamics. VI. Chromospheric evaporation due to heating by nonthermal electrons //Astrophys. J. 1985. - V.289 - P.425-433.

180. Fisher G.H., Canfield C. and McClymont N. Flare loop radiative hydrodynamics. VII. Dynamics of the thick-target heated chromosphere // Astrophys. J. 1985. - V.289 - P.434-441

181. Fletcher L., Brown J.C. Generation of solar Ha impact polarization by fragmented evaporative up flows // Astron. Astrophys 1998. - V.338 -P.737-746.

182. Vogt E., Sahal-Brechot S., Henoux J.-C. Impact polarization as diagnostic for non-thermal particles in solar flares // Proc. "SOLSPA: The Second Solar Cycle and Space Weather Euroconference" Vico Equense, Italy 24-29

183. September 2001 ESA Publications Division, Noordwijk, The Netherlands, 2002. ESA SP-477 - P. 191-194.

184. E.Vogt, and J.-C.Henoux, Observations of linear polarization in the Ha line during two solar flares. // Astron. Astrophys. 1999 V.349 - P.283-294.

185. Firstova N.M. and Kotrc P. A search for a plasma turbulence in the flare on September 15, 1981, 00:09 UT // Bull. Astron. Inst Czechosl. 1987. -V.38 -P.257-261.

186. Казанцев С.А., Петрашень А.Г., Фирстова H.M., Эну Ж.-К. Определение энергопереноса в хромосферную область солнечной вспышки на основе спектро-поляриметрических данных линий водорода // Оптика и спектроскопия 1996. - Т.80 - №4 - С.595-603.

187. Казанцев С.А., Петрашень А.Г., Фирстова Н.М., Эну Ж.-К. Спектро-поляриметриметрия солнечной вспышки по данным линий водорода Hp // Оптика и спектроскопия 1996. - Т.80 - №5 - С.709-712.

188. Фирстова Н.М., Ланкевич Н.А., Губин А.В., Казанцев С.А. Специфика поляризационно-спектроскопического исследования солнечных эмиссионных образований // Исслед. по геомагнет., аэрономии и физике Солнца 1991. -Т.95 -С.48-54.

189. Казанцев С.А., Фирстова Н.М., Губин А.В., Ланкевич Н.А. О возможностях спектро-поляриметрического исследования эруптивных образований в атмосфере Солнца // Оптика и спектроскопия 1991. -Т.70 - №5 - С.990-995.

190. Казанцев С.А., Петрашень А.Г., Фирстова Н.М., Эну Ж.-К. Спектро-поляриметрическое определение энерговклада в оптически активную область хромосферы // Оптика и спектроскопия 1993. Т.75 - №3 -С.644-657.

191. Firstova N.M., Boulatov A.V. Characteristics of the linear polarization observed in the 16 May 1991 solar flare // Solar Physics 1996. - V.164 -P.361-372.

192. Казанцев С.А., Фирстова H.M., Петрашень А.Г., Эну Ж.-К. Определение энергии пучка протонов, образующихся в течение солнечной вспышки на основе спектро-поляриметрических данных // Оптика и спектроскопия 1995. - Т.78 -№N5 - С.729-737.

193. Firstova N.M., Henoux J.-C, Kazantsev S.A., Bulatov A.V., /Spectropolarimrtric sensing of energy deposition into the chromosphere during solar flare. I. Observations // Solar Physics 1997. - V. 171 - P. 123174.

194. Kazantsev S.A., Petrashen A.G. and Firstova N.M. Impact Spectropolarimetric Sensing // Physics of atoms and molecules. Kluver Academic - 1999. - P.353.

195. Фирстова H.M., Кашапова JI.K. Исследование солнечной вспышки 29 июня 2001 г. // Исслед. по геомагнет., аэрономии и физике Солнца-2001. -Т.113 -С.96-100.

196. Firstova N.M, Xu Z. and Fang C. Ha line polarization in the major solar flare of 2002 July 23. 1. Observations and data analysis //Astrophys. J. -2003. V.595 - L131-L133.

197. Xu Z., Firstova N.M., Q.-R.Chen, Fang C. Ha line polarization in 2B/X4.8 flare of 2002 July 23 // Chinese J. Astron. and Astrophys. 2003. - V.3 -№3 — P.266-276.