Микровспышки в рентгеновском диапазоне излучения Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК

На правах рукописи

МИРЗОЕВА ИРИНА КОНСТАНТИНОВНА

МИКРОВСПЫШКИ В РЕНТГЕНОВСКОМ ДИАПАЗОНЕ ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА

Специальность 01.03.03. - физика Солнца

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва 2006

Работа выполнена в отделе физики плазмы Института космических исследований Российской Академии Наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук,

профессор

Писаренко Новомир Федорович

Официальные оппонента: доктор физико-математических наук

Лившиц Моисей Айзикович

Ведущая организация: Московский инженерно-физический институт

открытом заседании диссертационного совета Д 002.113.03 ИКИ РАН по адресу: 117997, ул.Профсоюзная 84/32

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

доктор физико-математических наук Терехов Олег Викторович

•в на

Автореферат разослан

2006г.

Ученый секретарь диссертационного совета, к.ф.-м. н.

Т.М.Буринская

1ЛЛ

Общая характеристика работы.

Актуальность темы.

Проблемы физики Солнца традиционно вызывают большой интерес в физике космической плазмы. Исследования ведутся в широком диапазоне электромагнитных и корпускулярных излучений как в периоды так называемого "спокойного Солнца", так и в периоды возрастания солнечной активности.

Периодичность солнечной активности и связь процессов, происходящих на Солнце с земными явлениями, установленная еще в начале прошлого века А.Л.Чижевским, в наше время получила развитие в виде новых научных направлений: космической погоды и космической биологии.

Многие страны, имеющие возможность ставить эксперименты с помощью приборов, размещенных на борту космических аппаратов, интенсивно развивают научные исследования в этих направлениях. Данные со спутников поступают в специальные центры, где систематизируются и обрабатываются. В обработанном виде солнечные данные поступают в мировые центры данных, которые в последнее время стали доступны через сеть "Интернет".

Обширная серия измерений солнечных данных была проведена на отечественных космических аппаратах серии "Прогноз". В настоящее время измерения ведутся на спутниках различных типов, в том числе, на спутниках серии GOES, YOHKOH, SOHO. С 1995 по 2000г.г. эксперименты по изучению солнечного рентгеновского излучения проводились на двух спутниках серии "Интербол" при непосредственном участии научных учреждений России. В представленной диссертации в основном использованы данные,

РОС. НАЦИОНАЛА , БИБЛИОТЕКА

полученные в двух экспериментах на борту спутников "Интербол-Хвостовой зовд" и GOES.

Среди различных проявлений солнечной активности наибольший интерес вызывают нестационарные солнечные явления, в частности, солнечные вспышки. За последние десятилетия опубликовано большое количество работ, посвященных исследованию солнечных вспышек, в особенности крупных вспышечных событий, т.е. событий с общим энерговыделением до 1032 эрг. Это связано, во-первых, с большим влиянием этих явлений на оклоземное космическое пространство, а во-вторых с тем, что некоторые характеристики крупных вспышек просто легче определить по сравнению со вспышками более малых баллов. Однако, с развитием технической базы, с накоплением экспериментального материала по вспышкам и развитием теоретических представлений о механизмах солнечной активности, появилась необходимость более глубокого исследования вспышечных событий малой мощности. На этом пути можно ожидать новых результатов как в физике самих солнечных вспышек, так и в некоторых очень важных смежных проблемах, например в проблеме нагрева солнечной короны. Наиболее полно эти вопросы освещены в работах (Ашвендена и др.,2000), (Бенца и Григиса, 2002), (Крукера и др., 2002). К тому же, анализ крупных вспышек зачастую сильно затруднен сложностью рассматриваемых явлений: в таких вспышках происходит взаимное наложение вспышечных процессов в различных частях плазменно-магнитной структуры и на разных этапах развития вспышки. По существу, в реально анализируемых событиях, мы наблюдаем суперпозицию многих явлений, когда очень трудно выделить четко отдельные этапы вспышечного энерговыделения в данной зоне. Даже в событиях

средней мощности наблюдается своеобразная "каша" более мелких отдельных вспышечных явлений. Поэтому весьма важен анализ тех случаев, когда мы можем более или менее определенно выделить относительно простые этапы вспышки с четкой пространственной и временной локализацией относительно простых выделений энергии. В идеале хотелось бы выделить отдельную минимальную (с минимальным энерговыделением) вспышку и проследить этапы ее развития. Отсюда наш интерес к вспышкам малых баллов.

Цели в задачи исследования.

Целью данной работы является изучение характеристик солнечных вспышек малой мощности, их места в механизме солнечной активности, а также их роли в процессах нагревания плазмы в солнечной короне.

Результаты, полученные в данной работе, могут быть использованы при дальнейшем изучении солнечных вспышечных явлений, при постановке новых экспериментов в этой области, при составлении математических моделей солнечных явлений и всего механизма солнечной активности в целом.

Результаты, выносимые на защиту.

1. По данным, полученным в проекте "Интербол-Хвостовой зонд" был выделен и обработан ряд периодов (в работе приведены данные в основном за 1995год), в которых наблюдались солнечные события очень малой мощности в рентгеновском диапазоне излучения Солнца.

В области энергий от 2 до 15 кэВ выделен класс солнечных событий (класс 0) с общим энерговыделением от 1025 до 1026 эрг со следующими характеристиками:

- длительность: 30 + 300с;

- мощность всплеска: 4.5х Ю'9 + 10*® Вт/м2;

- превышение максимальной интенсивности всплеска над тепловым фоном: 1 -н 5 имп/с;

- значение теплового фона: 6+10 имп/с.

2. Обнаружено существование нижнего предела в распределении слабых солнечных вспышек по энергиям, при этом, процессы, происходящие в микровспышках, лежащих близ данного предела, имеют смешанный характер, т.е. являются комбинацией теплового и тормозного рентгеновского излучения. Получены кривые распределения числа микровспышек в зависимости от их мощности.

3. Выявлено смещение максимума энергетического спектра слабых рентгеновских всплесков в более жесткую область исследуемого диапазона при переходе от минимума цикла солнечной активности к его максимуму.

4. Определено значение теплового фона рентгеновского излучения Солнца в области малых энергий на различных участках

цикла солнечной активности. Выявлена взаимная связь числа слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца с разбросом величины значений теплового фона

5. Выявлена корреляция среднесуточных значений максимумов потоков рентгеновских всплесков микровспышек разных классов с величинами среднесуточных значений теплового фона -рентгеновского излучения солнечной короны, что позволяет сделать вывод о существенном вкладе энерговыделения микровспышек в процесс нагрева солнечной короны.

Все эти результаты, по существу, являются новыми результатами. В соответствии с принятой формой представления, можно записать их в следующем виде.

Научная новизна полученных результатов.

1. По данным проекта "Интербол-ХвостовоЙ зонд" в год солнечного минимума впервые выделен ряд периодов, в которых наблюдались солнечные события очень малой мощности в рентгеновском диапазоне излучения Солнца.

В области энергий от 2 до 15 кэв выделен новый класс солнечных событий (класс 0), зарегистрированы характеристики данного класса событий.

2. При анализе солнечных событий малой мощности (микровспышек) обнаружен ряд новых закономерностей: существование нижнего предела в распределении микровспышек по энерговыделениям, смешанный характер процессов образования рентгеновского излучения в этих микровспышках.

3. Обнаружено смещение максимума энергетического спектра микровспышек в зависимости от фазы в цикле солнечной активности.

4. Определено значение теплового фона на различных участках цикла солнечной активности. Выявлена взаимная связь числа слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца с разбросом величины значений теплового фона.

5. Впервые экспериментально выявлена взаимосвязь микровспышек и теплового фона солнечной короны.

Личный вклад соискателя.

Диссертационная работа является самостоятельным научным исследованием. Соискателю принадлежит выбор направления исследования солнечных событий малой мощности, определение характеристик и поиск закономерностей в этих событиях, а также предложение на основе полученных экспериментальных данных модели микровспышки как одного из этапов солнечного вспышечного события. Соискателем разработан план исследований, проделана большая работа по обработке и анализу экспериментального материала по проекту. При анализе полученного материала автором привлекались данные, полученные в проектах GOES, RHESSI, а также работы других авторов, посвященные исследованию солнечных событий малой мощности.

Апробация работы.

Материалы диссертации докладывались автором на научно-технических советах отдела физики плазмы ИКИ РАН, на конференции по физике Солнца "Солнечная активность и параметры ее прогноза" в Крымской Астрофизической Обсерватории (2002г.),

на конференции "Трансформация волн, когерентные структуры и турбулентность", ИКИ РАН (2004г.).

Публикации.

Результаты диссертационной работы опубликованы в 9 научных работах.

Структура и объем диссертации.

Диссертация изложена на 112 страницах машинописного текста, состоит из введения, трех глав, заключения, списка использованной литературы и приложения. Текст содержит 27 рисунков. Список использованных источников включает 40 наименований, в том числе иностранных - 14.

Содержание работы.

Глава 1. Солнечные вспышки - основной элемент солнечной активности.

1.1. Общие характеристики солнечных вспышек.

Существуют различные проявления солнечной активности, которые включают в себя: 1). активные области, связанные с выходом из конвективной зоны на поверхность Солнца плазмы с магнитным полем, проявляющееся в процессе пятнообразования;

2). вынос магнитного поля в нижнюю хромосферу и корону и связанные с этим процессом плазменные образования в солнечной атмосфере: спикулы, корональные петли, протуберанцы;

3). солнечные вспышки и корональные выбросы.

Наиболее известным проявлением солнечной активности являются вспышки. Вспышкой принято считать проявление солнечной активности, связанное с довольно быстрым и локально сконцентрированным энерговыделением. Различными

наблюдениями установлено, что вспышки связаны с активными областями на поверхности Солнца. Во время вспышки наблюдается значительное увеличение яркости в хромосферных линиях, в На водорода и в других линиях. Во вспышках наблюдается ускорение заряженных частиц: электронов и ядер. Иногда, при самых сильных вспышках, наблюдаются ускоренные протоны высоких энергий и гамма-излучение. Во время вспышки происходят значительные возрастания излучения в различных длинах волн

электромагнитного спектра: в радиодиапазоне, в ультрафиолетовой, рентгеновской и видимой областях.

Энергия большой вспышки достигает ЗхЮ32 эрг, ее основная часть выделяется в течение десятков минут. Такое большое энерговыделение крупных вспышек приводит к взрыву в солнечной атмосфере, результатом чего является образование ударной волны и всех вторичных явлений в солнечной атмосфере и короне, связанных с эволюцией этой волны. У крупных вспышек, можно считать, что половина энерговыделения уходит на ускорение заряженных частиц, а половина энергии идет на МГД-взрыв. Скорости МГД-волн, образующихся при взрыве, могут превышать 1000 км/с. Вспышки с энерговыделением от 10м до 1032 эрг представляют основную долю крупных, средних и более слабых (чем средняя) вспышек.

Вспышки с общим энерговыделением меньше 1027 эрг принято считать малыми вспышками или солнечными событиями малой мощности (раньше часто употреблялся термин "субвспышки"). Нижний предел общего энерговыделения во вспышке, как считается в настоящее время, близок к Ео«10и эрг.

Активное изучение солнечных вспышек с помощью приборов, установленных на космических аппаратах, с привлечением наблюдательных данных, полученных в наземных обсерваториях, ведется с начала 60-х годов прошлого века. Подавляющая часть исследований по вспышкам посвящена солнечным событиям большой мощности по той простой причине, что их легче наблюдать и регистрировать их характеристики. Поэтому, основные наблюдательные данные и сделанные на их основе выводы, в большинстве случаев относились к солнечным событиям большой мощности.

С 1969 года и по настоящее время принята классификация солнечных вспышек по мощности потока рентгеновского излучения вспышки (мощность всплеска в максимуме), достигающего земной орбиты. Мощность потока рентгеновского излучения вспышки измеряется в ваттах на квадратный метр (Вт/м2). Современная классификация солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне 2-15 кэВ выглядит следующим образом:

класс вспышки мощность всплеска

(Вт/м2)

X Ю-4 - Ю-3

М 10'5 - Ю-4

С ю-6 - 10"5

В ю-7 - ю-6

А 10"* - 10 7

Данная шкала была применена в проекте GOES в середине 80-х годов и успешно используется по настоящее время.

Как видно из данной классификации, самыми малыми солнечными событиями считаются вспышки класса А с потоком рентгеновского излучения в максимуме 10"8 - 10"7 Вт/м2. Одной из нескольких целей данной работы является вопрос о существовании самых слабых солнечных событий - вспышек с потоком рентгеновского излучения в максимуме менее 10*8 Вт/м2.

1.2. Физические процессы в солнечных вспышках.

По современным представлениям для возникновения вспышки в хромосфере Солнца необходимым условием является существование на поверхности Солнца активной области, т.е. области с локально

усиленным магнитным полем. Предвспышечная ситуация возникает в том случае, когда в хромосфере близ нулевой линии магнитного поля образуется токовый слой, в магнитном поле которого накапливается избыточная, по сравнению с потенциальным магнитным полем, энергия. Эта гипотеза была впервые высказана в работах Джованелли и получила развитие и экспериментальное подтверждение в работах А.Б.Северного. Детальное развитие теория предвспышечных токовых слоев получила в работах С.И.Сыроватского, Б.В.Сомова, С.В.Буланова, Э.Р.Приста, А.Г.Франк

Согласно гипотезе С.И.Сыроватского причиной вспышки является избыточная энергия, накопленная в плазменно-магнитной конфигурации, которая может диссипировать только путем слома этой конфигурации.

В результате, вдоль нулевой магнитной линии образуется токовый слой. Согласно МГД-приближению, при движении идеальной жидкости (в данном случае газа) могут возникать разнообразные разрывы, ударные скачки и волны. Вокруг разрыва магнитные силовые линии могут перезамыкаться и образовывать новую плазменно-магнитную конфигурацию, а выделившаяся в результате этого процесса энергия освобождается и диссипирует, в том числе ускоряет окружающие частицы и нагревает плазму. В течение этого процесса за относительно небольшой промежуток времени (порядка десятков минут) выделяется огромная энергия: от 1025 - 1026 эрг в мелких вспышках до 1031 - 1032 эрг в крупных. Основная часть энергии вспышки выделяется в виде ускоренных потоков частиц - электронов, протонов, ионов, которые, взаимодействуя с частицами плазмы и, двигаясь по сложным траекториям относительно магнитных силовых линий,

пронизывающих хромосферу и корону, проявляются в различных диапазонах электромагнитного спектра: в радиодиапазоне, в возрастаниях ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Другая часть освобожденной энергии идет на развитие МГД-взрыва в месте максимального освобождения энергии. Часть электронов, ионов и протонов (протоны ускоряются в основном в самых больших вспышках) уходит за пределы солнечной атмосферы и начинают двигаться в космическом пространстве.

С.И.Сыроватский дает аналитические оценки параметров вспышечного токового слоя и параметров окружающей плазмы. Эти оценки получены из системы основных уравнений электродинамики плазмы: уравнения неразрывности, уравнения импульса, уравнений Максвелла и закона Ома.

Вспышка представляет собой довольно сложный интегральный процесс. Разные области плазменно-магнитной структуры вспышки могут находиться в один и тот же момент времени на разных стадиях развития. По данным измерений в различных диапазонах электромагнитного спектра невозможно четко разграничить различные фазы вспышки. Поэтому данная модель - это всего лишь схема основного механизма вспышки. Уточнение этой модели и приведение ее в соответствие с действительностью есть предмет дальнейших исследований и, отчасти, предмет данной работы.

Реальная ситуация, которая способствует возникновению вспышки в солнечной хромосфере и короне, намного сложнее приведенной схемы.

Однако, по современным представлениям, токовые слои на Солнце иногда могут возникать и существовать какое-то продолжительное время, не создавая вспышечной ситуации, т.е.

токовый слой есть необходимое, но не достаточное условие возникновения вспышки.

Согласно последним данным, использованным в нашей работе, энерговыделение самых слабых вспышек лежит в диапазоне от 1025 до 1026 эрг, а характерный размер области энерговыделения оценивается как « 10 км (Писаренко, Ликин 1995). В этой же работе высказана идея о том, что такие минимальные активные области (области минимального энерговыделения) на Солнце ответственны за самые слабые солнечные события и могут представлять собой как бы элементарные акты энерговыделения - "кванта" солнечного вспышечного энерговыделения.

1.3. Солнечные события малой мощности.

Подавляющее количество работ по изучению солнечных вспышек, посвящено крупным солнечным событиям. Это связано, в основном, с возможностями наблюдений. В последнее время экспериментальные возможности по изучению более мелких солнечных событий значительно возросли.

Напомним, что солнечным событием малой мощности принято считать события с общим энерговыделением до 1027 эрг, в том числе, солнечной вспышкой малой мощности можно считать солнечные события с максимумом мощности рентгеновского всплеска <10"7 Вт/м2 - класс А по приведенной выше классификации. Такие солнечные вспышки, в большинстве случаев, регистрируются в области мягкого рентгена, т.е. в области энергий 2-15 кэВ.

В одной из последних работ (Knicker, Christe, Lin 2002) были исследованы рентгеновские вспышки малых энергий в области рентгеновского спектра от 3 до 12 кэВ. Исследование велось

спектрометром RHESSI, предназначенным для регистрации низкоэнергичной компоненты рентгеновского излучения Солнца и построения изображения солнечного диска. В этой работе было показано, что в одном случае, зарегистрированные в течение одного часа 7 микровсплесков рентгеновского излучения, представляют собой суперпозицию тепловой и нетепловой компонент и характеризуются в каждом всплеске весьма низким энерговыделением: 1026- 1027эрг.

В работе (Aschwanden et al. 2000) исследовались параметры так называемых нановспышек. Так в некоторых работах называются одни из самых слабых проявлений вспышечной активности -возрастания в ультрафиолетовом диапазоне на длинах волн 171 и 195 ангстрем наблюдаемые даже в период спокойного Солнца. В этой же работе проведена классификация практически всех солнечных событий, лежащих в широком энергетическом диапазоне от 1024 до 1032 эрг Вспышкой авторы этой работы предлагают считать практически любое из локальных и не слишком продолжительных энерговыделений на Солнце. В таком случае, даже простой прогрев солнечной плазмы, например, при образовании или трансформации очень маленьких магнитных структур в хромосфере, который обычно проявляется в генерации ультрафиолетовых возрастаний, следовало бы называть вспышкой. Такой подход, однако, не очевиден. Вся эта проблема требует дальнейшего уточнения, и в настоящее время, в известной степени, условна. С одной стороны ясно, что само энерговыделение может носить непрерывный характер и пока еще трудно указать, чем бы оно могло быть ограничено снизу. С другой стороны, нам хотелось бы поставить где-то на этом пути "забор", отделяющий собственно вспышку от непрерывного энерговыделения.

С нашей точки зрения, термином "вспышка" целесообразно обозначать только такое локальное энерговыделение на Солнце, следствием которого является появление некоторого порогового количества горячих или ускоренных электронов и, как следствие этого, возрастание рентгеновского излучения (всплеска) теплового или тормозного происхождения. Эти ускоренные частицы могут появляться в локальных электрических полях, которые в свою очередь могут возникать при развитии неустойчивостей и появлении разрывов в токовых слоях в активной области. Таким образом, вспышка - это результат такого изменения плазменно-магнигной структуры активной области, следствием которого являются перечисленные выше процессы. Именно этой точки зрения придерживается автор данной работы.

Вспышка - это еще и интегральный процесс, связанный с очень многими физическими явлениями, которые могут накладываться друг на друга. Именно поэтому очень сложно определить причинно-следственные связи в механизме вспышки. В связи с этим, особенно важно исследование вспышек малых энергий, которое даст возможность минимизировать интегральные эффекты и более точно выделить последовательность физических процессов (цепочку) в развитии вспышки.

В данной диссертационной работе ставится вопрос о возможности существования рентгеновских всплесков с мощностью менее 10"8 Вт/м2, т.е. существование класса слабых рентгеновских всплесков, находящегося ниже порога классификации рентгеновских вспышек (обозначим его как класс 0).

Интерес к нижнему порогу при наблюдении рентгеновских вспышек вызван представлением о том, что взрывную фазу вспышки можно представить в виде совокупности элементарных вспышечных

всплесков. Так, как уже было сказано выше, согласно работе (Пнсаренко, Ликина 1995), вспышка представляет собой суперпозицию некоторого числа элементарных актов освобождения энергии.

Очень мало исследованным на сегодняшний день остается тепловой рентгеновский фон солнечной короны и его связь с солнечными событиями малой мощности. Исследование в этой области могут пролить свет на проблему нагрева солнечной короны.

Глава 2. Экспериментальные наблюдательные данные,

полученные в проекте "Интербол - Хвостовой зонд".

2.1. Фотометр РФ-15И-2 для регистрации излучения солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне.

Основное назначение прибора РФ-15И-2 заключается в измерении жесткого и мягкого диапазонов рентгеновского излучения солнечных вспышек. Прибор состоит из двух блоков -блока детекторов и блока с бортовым компьютером. Блок датчиков условно можно разделить на две части: на фотометр жесткого рентгеновского излучения, регистрирующий излучение от полного диска Солнца с высоким временным разрешением и на фотометр, регистрирующий излучение мягкого рентгеновского диапазона.

Для исследования рентгеновского диапазона 2-8 кэВ был применен аргоновый пропорциональный счетчик с окном из бериллия толщиной 100 микрон и площадью 0.05 см2, а для регистрации более энергичных всплесков использовался сцингиляционный счетчик с кристаллом из КаТ(Т1) толщиной 8мм и

диаметром 50мм. Пропорциональный счетчик имел 3 диапазона регистрации рентгеновского излучения в области от 2 до 8 кэВ, сцинтиляционный - 5 диапазонов в области от 10 до 240 кэВ:

1) 2-ЗкэВ; 2) 3-5кэВ; 3) 5-8кэВ; 4) 10-15кэВ; 5) 15-30кэВ; 6) ЗО-бОкэВ; 7) 60-120кэВ; 8) 120-240кэВ.

Временное разрешение каналов 1-3 было равно 2с, а каналов 4-8 - 0.1с. Такое временное разрешение и относительно высокая чувствительность детектора дали возможность исследовать тонкую структуру рентгеновских всплесков.

2.2. Характеристики слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца 2-15 кэВ.

Общее количество вспышек различной мощности, зарегистрированных фотометром РФ-15И-2 в рентгеновском диапазоне излучения Солнца за период с 1995 по 1999 г г. составило около 18 тыс. Целью данной работы являлось изучение солнечных событий малой мощности, поэтому из большого поля экспериментальных данных был отобран соответствующий материал, наиболее удобный для проведения анализа.

Детальный анализ отобранных данных по рентгеновским всплескам за 1995-1999г. позволил выявить ряд характеристик рентгеновских всплесков очень малой мощности.

При анализе числовых характеристик слабых всплесков рентгеновского излучения Солнца был выбран наиболее благоприятный для наблюдения период - с 9-го по 12-й месяцы 1995 года, когда начался переход от минимума к максимуму солнечной активности и число вспышек в наблюдаемом интервале энергий было не слишком велико, что снижало количество случаев

взаимного наложения событий. Затем та этих данных были исключены те периоды времени, когда спутник пересекал радиационные пояса Земли. Из данных этого года мы отобрали ряд периодов, в течение которых не наблюдались солнечные события большой мощности:

- сентябрь - 2, 3, 4, 23;

- октябрь - 20,21,23, 24;

- ноябрь - 4,10,11,15,16, 29, 30;

- декабрь - 7, 8, 11, 12, 14, 15, 22, 23.

Выбор периодов удобного наблюдения слабых вспышек, несмотря на кажущуюся простоту, является сложной задачей. Суперпозиция явлений по времени наблюдения из-за соседства с крупными вспышками затрудняет выделение необходимого для анализа количества изучаемых явлений. Конечно, хотелось бы захватить большее количество событий. Однако, уже в 1996-1997г.г. активность Солнца достигла такого уровня, который не позволял нам "свободно" брать данные. Поэтому 1995г. в этом отношении был наиболее удобным периодом для наблюдения малых вспышек. Мы можем уверенно сказать, что строго отобранные данные правильно отражают полученный результат.

Общее количество всплесков за исследованный период составило - 296. Из них было зарегистрировано:

16 всплесков -10"7 -10"6 Вт/м2 (класса В); 139 всплесков - 10"* -10"7 Вт/м2 (класса А); 141 всплеск - 10 ® -10"* Вт/м2 (класса 0).

За все периоды наблюдений в каждом канале регистрации солнечных событий значение теплового фона в течение каждых суток колебалось возле некоторой величины с небольшой

амплитудой. При этом, значение средней квадратичной ошибки ст составляло: а й 0.3.

Для каждых суток из периода наблюдений за среднесуточное значение теплового фона oil было принято среднее арифметическое значение величин теплового фона в начале и в конце текущих суток. Начало и конец значимого события (рентгеновской вспышки) определялись по изменениям величины среднесуточного значения теплового фона по следующему критерию: если величина среднесуточного значения теплового фона монотонно возрастала в течение 10-20 секунд и составила а2 > aj + 0.5, то мы имеем признак начала значимого события. Если, достигнув максимума, данная величина начинала монотонно убывать и, как правило, достигала первоначального значения среднесуточного теплового фона: аь то мы имеем признак конца значимого события. Кроме того, значимое событие, по нашему критерию, обязано иметь четко выраженный максимум, величина которого определялась относительно среднесуточного значения теплового фона и превышала величину За. По времени начала, максимума и конца значимого события определялись длительность фазы нарастания и фазы спада вспышки.

Для подтверждения факта существования слабых всплесков были использованы данные проекта GOES. Хорошее совпадение данных двух независимых источников регистрации дает нам право надеяться на достоверность изучаемых солнечных событий. Данные проекта GOES взяты с сайта в Интернете: www.ngdc.noaa.gov.

Согласно работе (Курочка 1987), посвященной анализу распределения по энергиям 15 тыс. солнечных вспышек, наблюдавшихся в 1978-1979г.г., их количество быстро растет с

уменьшением энергии вспышек вплоть до величины 10м эрг. При дальнейшем уменьшении энергии вспышек их количество начинает уменьшаться. Наличие перегиба в этом распределении, согласно этой же работе, не может быть результатом неполноты наблюдательных данных. Однако, это утверждение до конца не обосновано и данный вопрос остается, в известной мере, открытым. С нашей точки зрения, нижний предел в распределении по энергиям солнечных вспышек, скорее всего, существует. Если бы не существовало нижнего предела мощности рентгеновских всплесков, то мы, скорее всего, получили бы неограниченное возрастание числа слабых солнечных событий с уменьшением их мощности. Однако, доказательств этого утверждения тоже пока не обнаружено. Мы обнаружили только вполне сравнимое число всплесков класса А - 139 и класса 0 - 141 за исследованный период.

В таблице 1 приведены средние характеристики слабых всплесков класса 0 за исследованный период. Как видно из таблицы, средняя длительность такого всплеска составляет 5 ± 2 м, среднее значение максимальной интенсивности всплеска превышает фоновое значение на 2.2 имп/с, а средняя мощность всплеска равна 7х10'9 Вт/м2.

Выводы:

За период со 2 сентября по 23 декабря 1995г. было исследованно 139 всплесков класса А и 141 всплеск класса 0.

Рентгеновский всплеск класса 0, зарегистрированный в области энергий от 2 до 15 кэВ характеризуется следующими параметрами:

- длительность - 30 300с,

- мощность всплеска - 4.5х10'9 -г- 10'8Вт/м2,

- превышение максимальной интенсивности всплеска над тепловым фоном составило 1-5-5 имп/с,

- значение теплового фона - 6 * 10 имп/с.

Общее количество всплесков класса А и 0 сравнимо между собой за исследованный период.

Таблица 1

Дата, 1995г. Средняя длительность Среднее время нарастания Среднее значение максим, интенсивности над фоном (имп/с) Среднее значение теплового фона (имп/с) Средняя величина мощности всплеска Вт/м2

11 ноября 8м 44с 4м 48с 3.6 10 2x10*

30 ноября 8м 20с Зм42с 32 7 8.9x10*

7 декабря 4м 07с 2м04с 1.4 8 7 7x10*

8 декабря 4м 04с 1м 34с 1.5 7 5.9x10*

12 декабря 1м 47с 1м24с 1.1 9 99x10*

14 декабря 2м 23с 1м20с 1.2 8 7.8x10*

15 декабря Зм42с 1м12с 22 7.5 6.9х10г®

22 декабря 5м07с 2м42с 1.6 6.4 5.8x10*

23 декабря бмОбс 2м26с 1.5 9 9.5x10*

Обобщенные средние 4м58с 2м22с 2.2 значения 8 7x10"'

2.3. Микровспышка как один из этапов солнечного вспышечного события.

Изучаемые в данной работе события малой мощности характеризуются энерговыделением от 1025 до 1026 эрг. Это полное энерговыделение вспышки, однако необходимо отметить, что такие события регистрируются в очень узком диапазоне энергий: от 2 до 5 кэВ.

Давая оценку характеру процесса, лежащего в основе микровспышки, мы опирались на тот факт, что зная форму временного профиля вспышки и ее энергетический спектр, можно сделать вывод о тепловой или нетепловой природе данного всплеска. По данным, полученным С.Крукером в эксперименте RHESSI, были исследованы 1000 микровспышек в мягком рентгеновском диапазоне. Их временные профили были сопоставлены с их же спектрами. Согласно полученным данным, если временной профиль рентгеновского излучения вспышки имеет достаточно быструю (до 10% от общей длительности вспышки) фазу нарастания и более длительную фазу спада, то с вероятностью 90%, можно говорить о тормозном происхождении рентгеновского излучения этой вспышки. Если же временной профиль имеет форму близкую к треугольной (около 50% длительности занимает фаза нарастания и столько же - фаза спада) или даже более сглаженную пологую форму, то тогда мы имеем дело с рентгеновским излучением теплового происхождения, например сталкиваемся с тепловой вспышкой. По данным проекта RHESSI, в 700 случаях из 1000 наблюдались характерные временные профили, говорящие о тормозном происхождении рентгеновского излучения вспышки (http:// hessi.ssl.bericeley.edu).

В нашем случае, мы исследуем события очень малой мощности, которые получены, как уже было отмечено выше, в очень узком диапазоне энергий. Следовательно, затруднительно говорить о построении полных энергетических спектров таких событий. Однако, используя данные проекта RHESSI, мы можем дать оценку характеру происхождения рентгеновского излучения наших микровспышек, пользуясь данными о форме временных профилей вспышек (http:// hessi.ssl.berkeley.edu).

На рис.1 показаны всплески рентгеновского излучения Солнца, зарегистрированные фотометром РФ-15И-2 в канале 2-3 кэВ 8 декабря 1995 г. в период с 01ч 30м UT по 06ч 00м UT. Данные представлены для сравнения совместно с данными, полученными за тот же период в проекте GOES (www.ngdc.noaa.gov).

Временное разрешение данных фотометра РФ-15И-2 в канале 23 кэВ равно 2с, а временное разрешение данных в проекте GOES - 1 минута. На рис. 1 виден всплеск класса А с началом в 04ч 26м 47с UT, максимумом в 04ч 28м 49с UT и окончанием в 04ч 45м 07с UT. Мощность этого рентгеновского всплеска составила 1.2Х104 Вт/м2. Временной профиль имеет характерную для рентгеновского всплеска тормозного происхождения форму: относительно быстрый передний фронт, четко выраженный максимум и более длительную, по сравнению с передним фронтом, фазу спада (время фазы нарастания - 2м 2с, время фазы спада - 16м 18с). Все остальные всплески, зарегистрованные 8 декабря 1995г. в период с 01ч 30м UT по 06ч 00м UT, имеют мощность < IO''Bt/м2 и относятся к классу 0 (на рис. 1 они обозначены стрелками и цифрами от 1 до 7).

Интересен всплеск 2, который имеет характерный для рентгеновского излучения тормозной природы временной профиль: быстрый рост и относительно медленный спад. Начало этого

солнечного события зарегистрировано в 02ч 46м 05с UT, окончание - в 02ч 57м 57с UT, максимум - в 02ч 4бм 51с UT. Время фазы нарастания - 46с, время фазы спада - 11м 06с. Мощность этого всплеска в максимуме составила 6.8х10*9 Вт/м2. Такой всплеск можно классифицировать как микровспышку класса 0. Следует отметить, что форма временных профилей подобных микровспышек класса 0 совпадает с характерной формой временных профилей более крупных вспышек.

Можно сделать предположение о том, что тормозные процессы, возникающие после ускорения электронов, имеют место уже на начальном этапе выделения энергии в токовом слое, на "микроуровне". Полагая, что токовый слой, скорее всего, имеет волокнистую микроструктуру, в которой могут возникать многочисленные неоднородности, можно предположить возникновение множественных микроразрывов в отдельных волокнах токового слоя. В результате каждого микроразрыва возникает локальное электрическое поле и происходит ускорение электронов, и, как следствие, генерация рентгеновского излучения.

Таким образом, на начальном этапе формирования вспышки существуют процессы, имеющие как тепловую так и нетепловую природу, именно эти процессы мы и наблюдаем в виде микровспышек класса 0.

Аналогично анализу всплеска 2, тормозную природу рентгеновского излучения можно предположить во всплесках 3, 5, 6. Всплеск 3 имеет начало - в 03ч 29м 36с UT, окончание - в 03ч 38м 02с UT, максимум в - 03ч 30м 32с UT, время фазы нарастания - 56с, время фазы спада - 7м 30с, мощность всплеска в максимуме -5.8x10 ® Вт/м2. Всплеск 5 имеет параметры: начало - в 04ч 01м 09с UT, окончание - в 04ч 16м 49с UT, максимум - в 04ч 02м 31с UT,

время фазы нарастания - 1м 22с, время фазы спада - 14м 18с, мощность всплеска в максимуме - 5.3х10"9 Вт/м2. Всплеск 6 характеризуется началом - в 04ч 57м 55с ЦТ, окончанием - в 04ч 59м 41с ЦТ, максимумом - в 04ч 58м 27с ЦТ, временем фазы нарастания - 32с, временем фазы спада - 1м 14с, мощностью в максимуме - 5.1x10'9 Вт/м2. Можно отметить, что события 3, 5, 6, так же как и событие 2, имеют более длинную фазу спада и характерный для рентгеновского излучения тормозного происхождения временной профиль. Таким образом, события 3, 5 и 6 с высокой степенью вероятности можно определить как микровспышки класса 0. Всплески 1 и 4 имеют форму близкую к треугольной. Временной профиль события 7 более сглаженный и протяженный во времени. Всплеск 7 имеет следующие параметры: начало - в 05ч 28м 35с ЦТ, окончание - в 05ч 40м 49с ЦТ, максимум - в 05ч 32м 47с ЦТ, время фазы нарастания - 4м 12с, время фазы спада - 8м 02с, мощность всплеска в максимуме - 6.8x10"® Вт/м2. Всплески 1, 4, 7 можно определить как микровспышки, дающие рентгеновское излучение в основном теплового происхождения.

Таким образом, микровспышки класса 0 можно рассматривать как этап формирования солнечного события, на котором имеют место как тепловые, так и нетепловые процессы. Микровспышки класса 0 представляют собой, по-видимому, некий промежуточный класс событий между тепловыми возрастаниями рентгеновского излучения, образующими характерный фон, и собственно вспышками. Микровспышка класса 0 представляет собой локальное достаточно быстрое энерговыделение с зарегистрированными нами параметрами, некоторое локальное возмущение над тепловым фоном, характеризующееся смешанной природой. При определенных условиях, такие микровспышки могут накладываться

друг на друга и их суперпозицию мы можем наблюдать в виде более крупных и продолжительных вспышечных событий. Согласно упомянутой выше работе (Курочки 1987),

ИНТЕРБОЛ: 2-3 кэВ

Время, UT

Рис. 1. Слабые всплески в рентгеновском диапазоне излучения Солнца, зарегистрированные в проектах GOES и Ингербол. 8 декабря 1995г. в период с 01ч 30м UT по ОбчООм UT.

посвященной анализу распределения по энергиям 15 тыс. солнечных вспышек, наблюдавшихся в 1978-1979г.г., количество вспышек быстро растет с уменьшением их энерговыделения до величины 10м эрг. Однако далее, с уменьшением энерговыделения, их количество начинает падать, но не до нуля, а до некоторого определенного значения, т.е. возможно существование некоторого нижнего предела в этом распределении. Этот нижний предел возможно и есть микровспышки класса 0.

Выводы:

1. Зарегистрированные в анализируемый период с сентября по декабрь 1995г. рентгеновские всплески класса 0 можно определить как микровспышки.

2. Вспышкой предлагается считать только такое возрастание энерговыделения в активной области, следствием которого является появление заметного количества ускоренных (нагретых) электронов и, как следствие этого, соответствующее возникновение некоторого минимального потока рентгеновского излучения.

3. Рентгеновское излучение микровспышек имеет как тормозную, так и тепловую природу. Возможна и их комбинация.

4. Ускорение электронов и соответствующие тормозные процессы, участвующие в механизме солнечной вспышки имеют место уже на начальном этапе формирования токового слоя, на своеобразном "микроуровне", который может соответствовать так называемым элементарным актам энерговыделения, проявляющиеся как рентгеновские всплески классов 0 и А.

Глава 3. Микровспышки и тепловой фон солнечной

короны.

3.1. Энергетический спектр слабых рентгеновских всплесков солнечных событий в диапазоне излучения Солнца 2-15 кэВ.

При регистрации слабых всплесков в рентгеновском диапазоне 2-15 кэВ излучения Солнца за период с сентября 1995 г. по декабрь 1999 г. были обнаружены следующие особенности: в годы, близкие к минимуму солнечной активности, а именно, в течение 1995 и 1996 гг. большинство всплесков класса А и 0 регистрировалось в областях энергий 2-3 и 3-5 кэВ, а в области энергий 5-8 и 10-15 кэВ число таких всплесков было заметно меньшим (менее 10 % по отношению к общему числу всплесков, регистрируемых во всех диапазонах энергий).

В аналогичных измерениях, осуществленных в 1997г., наблюдалось смещение максимума числа слабых рентгеновских всплесков от участка 2-5 кэВ к участку 3-8 кэВ. Между тем, в областях энергий >8 кэВ рентгеновских всплесков по-прежнему наблюдалось очень мало или они отсутствовали вовсе.

Начиная со второй половины 1998 года картина постепенно менялась: число слабых всплесков увеличивалось в областях энергий 5-8 и 10-15 кэВ (особенно в области энергий 10-15 кэВ), т.е. более часто стали появляться всплески в области относительно больших энергий.

1999 являлся годом, близким к максимуму текущего цикла солнечной активности. В этот период в рентгеновском диапазоне излучения Солнца 2-15 кэВ наблюдалось гораздо больше крупных всплесков класса С и М во всех областях энергий. Это

обстоятельство весьма сильно затрудняло регистрацию солнечных событий малой мощности. Однако в отдельные дни, когда крупных вспышек было мало, удалось зарегистрировать удобные для анализа периоды, когда всплески малой мощности регистрировались только в области энергий 10-15 кэВ и отсутствовали всплески в остальных областях энергий. Такая тенденция устойчиво сохранялась в течение всего 1999 года.

На рис.2 приведена общая картина смещения максимума энергетического спектра слабых рентгеновских всплесков солнечных событий в диапазоне малых энергий за 1995 - 1999г. г. По оси ординат приведен диапазон регистрации всплесков в кэВ, в котором наблюдается максимум рентгеновских всплесков, по оси абсцисс - года наблюдения.

Именно слабые всплески оказывают довольно существенное влияние на фоновое рентгеновское излучение, имеющее тепловое происхождение. Так, в течение каждого года текущего цикла солнечной активности была отмечена стабилизация уровня теплового фона в тех областях энергий, где слабых всплесков наблюдалось мало или они не наблюдались вовсе.

Одновременно, зарегистрирован больший разброс значений теплового фона в тех областях энергий, где было зафиксировано больше слабых всплесков.

Выводы:

1. Число слабых всплесков рентгеновского излучения Солнца в области энергии 2-15 кэВ в разных частях этого диапазона зависит от периода наблюдения в цикле солнечной активности.

2. В зависимости от фазы цикла солнечной активности, слабые всплески более часто регистрировались в следующих областях энергий: 1995 г. - 2-3, 3-5 кэВ

1996 г. - 2-3, 3-5 кэВ

1997 г.- 3-5,5-8 кэВ январь 1998 г. - июнь 1998 г. - 3-5, 5-8 кэВ июнь 1998 г.-декабрь 1998 г. - 5-8,10-15 кэВ

1999 г.- 10-15 кэВ

3. Проведенные за период с 1995 по 1999 год наблюдения временных профилей слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца 2-15 кэВ позволяют сделать вывод об особенностях физических процессов в активных областях Солнца в относительно узких полосках энергетического спектра в отдельные периоды цикла солнечной активности:

а). Средняя энергия слабых всплесков растет с ростом солнечной активности.

б). Выявлена взаимная связь числа слабых всплесков

и разброса значений теплового фона: так, больший разброс значений теплового фона наблюдается в те периоды времени и в тех областях энергий, где чаще регистрировались всплески класса АиО. 4 Связь интенсивности фонового рентгеновского излучения и слабых рентгеновских всплесков объясняется, по-видимому, отсутствием резкой границы между тепловым фоном и собственно рентгеновским всплеском. Положение этой границы установить очень сложно и оно зависит от динамики температуры в солнечной атмосфере. Можно представить себе, что даже слабая рентгеновская вспышка является суперпозицией тепловой и нетепловой компонент рентгеновского излучения. Кроме того, вспышка представляет собой

Энергия, кзВ,

19

10 ^

В;

В;:

г \ о

1 1

1993 199В 1э4? (93В 1339

ГОДЫ

Рис.2. Общая картина смещения максимума

энергетического спектра слабых всплесков рентгеновского излучения Солнца в диапазоне 2-15 кэВ за 1995-1999г.г.

суперпозицию некоторого числа элементарных актов энерговыделения, каждый из которых может иметь как тепловое так и нетепловое происхождение. В любом случае мы имеем дело со взаимным обменом энергии в системе "вспышка - фон".

3.2. Мнкровспышкв и тепловой фон. Распределение по энергиям микровспышек.

Полученные данные позволяют говорить о микровспышках как о квазистационарном явлении, тесным образом связанным с физическими процессами в солнечной короне, а так же о

Г РОС. национала я библиотеки

е&вгч*^

09 ЯМ м*

существенном вкладе микровспышек в процесс нагрева солнечной короны.

За период с сентября по декабрь 1995г были исследованы микровспышки и тепловой фон рентгеновского излучения солнечной короны в диапазоне энергий от 2 до 15 кэВ. Период наблюдений был выбран таким образом, чтобы крупные солнечные вспышки отсутствовали и можно было бы четко выделить максимумы потоков рентгеновского излучения вспышек младших классов.

Частота появления микровспышек за все время наблюдения составило от 2 до 4 события в час. При этом максимум частоты появления событий пришелся на 8 декабря 1995г., когда за 21 час непрерывных наблюдений частота появления микровспышек составила в среднем 4 события в час.

В течение каждого дня за период наблюдений было зарегистировано определенное количество микровспышек различных классов. Далее за каждый день для отдельного класса микровспышек вычислялось среднесуточное значение максимума потока рентгеновского излучения. Именно это значение наносилось на график. Так были получены отдельные кривые для микровспышек классов О, А, В. Кроме того, за каждый день периода наблюдений вычислялись суммарные среднесуточные значения для всех классов: О, А, В. Так была получена кривая суммарных среднесуточных значений максимумов потоков рентгеновского излучения для всех микровспышек.

Точнее всего с кривой среднесуточных значений теплового фона коррелирует кривая микровспышек класса А, а так же кривая суммарных значений микровспышек всех классов.

Общее количество вспышек класса А и класса 0 сравнимо между собой: 139 вспышек класса А и 141 вспышка класса 0. Данный факт уже отмечался выше.

Для определения общего энерговыделения вспышек балла 0 мы учли среднее значение мощности рентгеновского всплеска для вспышек этого класса: ТхКГ'Вт/м2, среднюю длительность: ж 100 с. По нашим оценкам общее энерговыделение микровспышек класса 0 составило в среднем Е да 1025 эрг. Оценим полное число вспышек за весь 1995 год, переходя от 23 дней наблюдения к длительности наблюдения в 1 год. Учитывая общее число крупных вспышек, зарегистрированных в 1995 году: С-159иМ-11,мы получили энергетический спектр рентгеновских вспышек за 1995год. На рис. 3 показаны энергетические спектры рентгеновских солнечных вспышек. По горизонтали отложены логарифмы накопленного числа вспышек, по вертикали - логарифм общего энерговыделения в эргах. Цифрой 1 обозначен энергетический спектр рентгеновских вспышек за 1995год - год минимума в цикле солнечной активности. Цифрой 2 обозначен энергетический спектр рентгеновских вспышек за 1980 год - год сравнительно невысокого максимума 20-го цикла солнечной активности по данным (Касинский, Сотникова 1988).

Завал на кривой для 1980 года в большей степени связан с высоким фоном, обусловленным излучением активных областей. В нашем случае фон экстремально мал, поэтому завал на кривой 1 означает действительное уменьшение числа слабых вспышек.

Эти результаты подтверждают вывод, полученный в работах (Мирзоева, Ликин 2004), (Мирзоева, Ликин 2005) о том, что существует нижний предел в распределении солнечных вспышек по энерговыделениям, и этим пределом являются микровспышки

класса 0, тесно связанные с тепловым фоном солнечной короны. Эти результаты позволяют говорить о существенном вкладе энерговыделения микровспышек в процесс нагрева солнечной короны.

'8 Е, эрг

Рис.3. Энергетические спектры рентгеновских солнечных вспышек: 1- за 1995 год, 2 - за 1980 год.

Выводы:

1.Изучение частоты и общего количества вспышек баллов 0 и А и сравнение этих данных с частотой более мощных явлений показывает, что существует нижний предел в распределении солнечных вспышек по энерговыделениям и этим пределом являются микровспышки класса 0.

2. Обнаруженные положительные корреляции кривых рентгеновского излучения микровспышек и теплового фона солнечной короны позволяют говорить о тесной взаимосвязи плазменно-магнигной структуры солнечной короны и плазменно-магнитных конфигураций активных областей микровспышек.

3.Энерговыделение микровспышек вносит существенный вклад в процесс нагрева солнечной короны.

3.3. Сценарий механизма солнечной вспышки на основе элементарных актов энерговыделения.

Если связывать динамику вспышки с возникновением и развитием токовых слоев в различных плазменно-магнипшх конфигурациях активных областей, то возникновение вспьппечно-подобных событий малой мощности можно связать с возникновением серии разрывов в токовом слое. В такого рода событиях вспышечное явление является результатом локального ускорения или ряда ускорений заряженных частиц в разрывах, каждый из которых может быть сопоставим с так называемым "элементарным" актом. Такая маленькая "элементарная" вспышка может быть маленьким кирпичиком в здании более крупной вспышки.

В слабых по мощности вспышках дело не доходит до так называемой "взрывной" фазы, т.е. вся выделившаяся энергия диссипирует, не успевая дать начало МГД-взрыву. Интегральные эффекты в событиях самых малых баллов практически отсутствуют, а общая длительность таких событий близка к длительности отдельных предполагаемых разрывов токового слоя.

Можно предположить, что реальный токовый слой имеет неоднородную структуру - состоит из отдельных волокон, каждое из которых развивается неодновременно с соседними. При такой структуре в токовом слое может происходить множество микроразрывов. В каждом микроразрыве возникает электрическое поле, ускоряющее электроны и ионы, которые генерируют рентгеновское излучение, наблюдаемое нами в диапазоне от 2 до 15 кэВ. Реальная вспышка - это значительно более сложный, разветвленный процесс, имеющий неоднородную пространственно-временную структуру.

Мы можем представить вспышку как цепочку довольно быстрых квазистационарных элементарных актов энерговыделения в хромосфере или короне Солнца с последовательной перестройкой плазменно-магнитной конфигурации, как в окрестности каждого такого акта энерговыделения, так и в волокне токового слоя в целом. Суперпозиция таких актов энерговыделения и дает нам в рентгеновском диапазоне временные профили более крупных вспышек. Вспышка, при таком подходе, напоминает мозаику, состоящую из относительно мелких актов энерговыделения. Суммарная выделенная энергия крупной вспышки зависит от количества и частоты отдельных актов энерговыделения. Еще раз нужно отметить, что общая физическая картина в крупных вспышках может быть значительно сложнее.

При формировании микровспышки ускорение частиц тфоявлется на начальном этапе накопления энергии в токовом слое, и мы видим этот процесс в виде мелких рентгеновских всплесков в указанном диапазоне энергий.

При этом, необходимо учитывать тот факт, что в относительно небольшом временном диапазоне (порядка нескольких часов) одновременно наблюдаются, как правило, вспышки соседних классов. Так, в исследованные нами периоды, одновременно наблюдались вспышки классов 0 и А, реже - В при низких среднесуточных значениях теплового фона. Это означает, скорее всего, что слабые солнечные события, например вспышки класса О, являются более элементарными актами энерговыделения, которые вносят свой вклад в формирование более крупных вспышек классов А и В. Заметим, что при наличии вспышек среднего класса С, вспышки класса 0 фактически не наблюдаются вовсе при увеличении среднесуточных значений теплового фона. Со вспышками класса С, как младшие по классу, соседствуют вспышки класса В, реже - А. И, следовательно, роль отдельных актов энерговыделения (т.е. роль "кирпичиков мозайки") для вспышек класса С играют уже вспышки класса В (реже - класса А). Таким образом, можно предположить, что вспышечный процесс имеет не только интегральную, мозаичную структуру (продольную структуру), но и определенную ступенчатую (вертикальную) структуру, т.е. вспышка - это еще и последовательный иерархический процесс.

Заключение.

В работе получены следующие результаты:

1. По данным, полученным в проекте "Интербол-Хвостовой зонд" был выделен и обработан ряд периодов (в работе приведены данные в основном за 1995год), в которых наблюдались солнечные события очень малой мощности в рентгеновском диапазоне излучения Солнца.

В области энергий от 2 до 15 кэВ выделен класс солнечных событий (класс 0) с общим энерговыделением от 1025 до 1026 эрг со следующими характеристиками:

- длительность: 30 -г- 300с;

- мощность всплеска: 4.5х Ю'® 4- Ю4 Вт/м2;

- превышение максимальной интенсивности всплеска над тепловым фоном: 1 -ь 5 имл/с;

- значение теплового фона: 6 -е-10 имп/с.

2. Обнаружено существование нижнего предела в распределении слабых солнечных вспышек по энергиям, при этом, процессы, происходящие в микровспышках, лежащих близ данного предела имеют смешанный характер, т.е. являются комбинацией теплового и тормозного рентгеновского излучения. Получены кривые распределения числа микровспышек в зависимости от их мощности.

3. Выявлено смещение максимума энергетического спектра слабых рентгеновских всплесков (солнечные события класса 0, А, В) в более жесткую область исследуемого диапазона при переходе от минимума цикла солнечной активности к его максимуму.

4. Определено значение теплового фона рентгеновского излучения Солнца в области малых энергий на различных участках цикла солнечной активности. Выявлена взаимная связь числа слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца и разброса значений теплового фона.

5. Выявлена корреляция среднесуточных значений максимумов потоков рентгеновских всплесков микровспышек разных классов с величинами среднесуточных значений теплового фона -рентгеновского излучения солнечной короны, что позволяет сделать вывод о существенном вкладе энерговыделения микровспышек в процесс нагрева солнечной короны.

Список работ, опубликованных по теме диссертации.

1. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Солнечная активность в мягкой компоненте рентгеновского излучения (По данным проекта "Ингербол")", Препринт № Пр-2046 (М.: ИКИ РАН, 2002).

2. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Особенности временных профилей слабых всплесков мягкой компоненты рентгеновского излучения Солнца" (По данным проекта "Интербол"), Препринт № Пр-2047 (М: ИКИ РАН, 2002).

3. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Характеристики слабых всплесков мяпсой компоненты рентгеновского излучения Солнца", "Письма в Астрономический журнал", т.30, с.216, 2004.

4. Мирзоева И.К. "Слабые всплески мягкой компоненты рентгеновского излучения Солнца и микровспышки", сборник материалов конференции "Трансформация волн, когерентные структуры и турбулентность", ИКИ РАН, ноябрь, 2004.

5. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Микровспышка как один из этапов солнечного вспышечного события", "Космические исследования", т. 43, №2, с. 152,2005.

6. Мирзоева И.К."Энергетический спектр временных профилей слабых всплесков мягкой компоненты рентгеновского излучения Солнца", "Письма в Астрономический журнал" т.31, №1, с.59,2005.

7. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Механизм солнечной активности и микровспышки", "Известия Крымской Астрофизической Обсерватории", (в печати).

8. Мирзоева И.К. "Микровспышки и тепловой фон солнечной короны", "Письма в Астрономический журнал" т.32, №1, с.72,2006.

9. Писаренко Н.Ф., Мирзоева И.К. "Рентгеновские всплески и возможный сценарий слабых солнечных вспышек", "Космические исследования", (в печати).

Отпечатано в ООО «Компания Спутник+» ПД № 1-00007 от 25.09.2000 г. Подписано в печать 28.02.06 Тираж 100 экз. Усл. п.л. 2,62 Печать авторефератов (095) 730-47-74,778-45-60

J. 0064

»-8212

Введение.

Глава 1. Солнечные вспышки - основной элемент солнечной активности.

1.1. Общие характеристики солнечных вспышек.

1.2. Физические процессы в солнечных вспышках.

1.3. Солнечные события малой мощности.

Глава 2. Экспериментальные наблюдательные данные, полученные в проекте "Интербол-Хвостовой зонд".

2.1. Фотометр РФ-15И-2 для регистрации излучения солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне.

2.2. Характеристики слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца 2-15 кэВ.

2.3. Микровспышка как один из этапов солнечного вспышечного события.

Глава 3. Микровспышки и тепловой фон солнечной короны.

3.1. Энергетический спектр слабых рентгеновских всплесков солнечных событий в диапазоне излучения Солнца

2-15 кэВ.

3.2. Микровспышки и тепловой фон. Распределение по энергиям микровспышек.

3.3. Сценарий солнечной вспышки на основе элементарных актов энерговыделения.

Проблемы физики Солнца традиционно вызывают большой интерес в физике космической плазмы. Исследования ведутся в широком диапазоне электромагнитных и корпускулярных излучений как в периоды так называемого "спокойного Солнца", так и в периоды возрастания солнечной активности.

Периодичность солнечной активности и связь процессов, происходящих на Солнце с земными явлениями, установленная еще в начале прошлого века А.Л.Чижевским, в наше время получила развитие в виде новых научных направлений: космической погоды и космической биологии.

Многие страны, имеющие возможность ставить эксперименты с помощью приборов, размещенных на борту космических аппаратов, интенсивно развивают научные исследования. Данные со спутников поступают в специальные центры, где систематизируются и обрабатываются. В обработанном виде солнечные данные поступают в мировые центры данных, которые в последнее время стали доступны через сеть "Интернет".

Обширная серия измерений солнечных данных была проведена на отечественных аппаратах серии "Прогноз". В настоящее время измерения ведутся на спутниках различных типов, в том числе, на спутниках серии GOES, YOHKOH, SOHO. С 1995 по 2000г.г. эксперименты по изучению солнечного рентгеновского излучения проводились на двух спутниках серии "Интербол" при непосредственном участии научных учреждений России. В представленной диссертации в основном использованы данные, полученные в двух экспериментах на борту спутников "Интербол-Хвостовой зонд" и GOES.

Среди различных проявлений солнечной активности наибольший интерес вызывают нестационарные солнечные явления, в частности солнечные вспышки. За последние десятилетия опубликовано большое количество работ, посвященных исследованию солнечных вспышек, в особенности крупных вспышечных событий, т.е. событий с общим энерговыделением до 10 эрг. Это связано, во-первых, с большим влиянием этих явлений на оклоземное космическое пространство, а во-вторых с тем, что некоторые характеристики крупных вспышек просто легче определить по сравнению со вспышками более малых баллов. Однако, с развитием технической базы, с накоплением экспериментального материала по вспышкам и развитием теоретических представлений о механизмах солнечной активности, появилась необходимость более глубокого исследования вспышечных событий малой мощности. На этом пути можно ожидать новых результатов как в физике самих солнечных вспышек, так и в некоторых очень важных смежных проблемах, например в проблеме нагрева солнечной короны. Наиболее полно эти вопросы освещены в работах Ашвендена и др. [1], Бенца и Григиса [2], Крукера и др. [3]. К тому же, анализ крупных вспышек зачастую сильно затруднен сложностью рассматриваемых явлений: в таких вспышках происходит взаимное наложение вспышечных процессов в различных частях плазменно-магнитной структуры и на разных этапах развития вспышки. По существу, в реально анализируемых событиях мы наблюдаем суперпозицию многих явлений, когда очень трудно выделить четко отдельные этапы вспышечного энерговыделения в данной зоне. Даже в событиях средней мощности наблюдается своеобразная "каша" более мелких отдельных вспышечных явлений. Поэтому весьма важен анализ тех случаев, когда, мы можем более или менее определенно выделить относительно простые этапы вспышки с четкой пространственной и временной локализацией относительно простых выделений энергии. В идеале хотелось бы выделить отдельную минимальную (с минимальным энерговыделением) вспышку и проследить этапы ее развития. Отсюда наш интерес к вспышкам малых баллов.

Целью представленной работы является изучение характеристик солнечных вспышек малой мощности, их места в механизме солнечной активности, а также их роли в процессах нагревания плазмы в солнечной короне. В данной работе проведен анализ микровспышек в рентгеновском диапазоне излучения Солнца 2-15 кэВ за период с 1995 по 1999г.г.

Выявлены новые закономерности и особенности солнечной активности в указанном диапазоне рентгеновского излучения, связанные с солнечными вспышечными событиями малой мощности.

На защиту выносятся следующие результаты: 1. По данным, полученным в проекте "Интербол-Хвостовой зонд" был выделен и обработан ряд периодов (в работе приведены данные в основном за 1995год), в которых наблюдались солнечные события очень малой мощности в рентгеновском диапазоне излучения Солнца.

В области энергий от 2 до 15 кэВ выделен класс солнечных событий (класс 0) с общим энерговыделением от 1025 до 1026 эрг со следующими характеристиками:

- длительность: 30 300с;

- мощность всплеска: 4.5х 10"9 -ь 10"8 Вт/м2:

- превышение максимальной интенсивности всплеска над тепловым фоном: 1^5 имп/с;

- значение теплового фона: 6-^-10 имп/с.

2. Обнаружено существование нижнего предела в распределении слабых солнечных вспышек по энергиям, при этом, процессы, происходящие в микровспышках, лежащих близ данного предела имеют смешанный характер, т.е. являются комбинацией теплового и тормозного рентгеновского излучения. Получены кривые распределения числа микровспышек в зависимости от их мощности.

3. Выявлено смещение максимума энергетического спектра слабых рентгеновских всплесков в более жесткую область исследуемого диапазона при переходе от минимума цикла солнечной активности к его максимуму.

4. Определено значение теплового фона рентгеновского излучения Солнца в области малых энергий на различных участках цикла солнечной активности. Выявлена взаимная связь числа слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца с разбросом величины значений теплового фона.

5. Выявлена корреляция среднесуточных значений максимумов потоков рентгеновских всплесков микровспышек разных классов с величинами среднесуточных значений теплового фона -рентгеновского излучения солнечной короны, что позволяет сделать вывод о существенном вкладе энерговыделения микровспышек в процесс нагрева солнечной короны.

Данные результаты могут быть использованы при дальнейшем изучении солнечных вспышечных явлений, при постановке новых экспериментов в этой области, при составлении математических моделей солнечных явлений и всего механизма солнечной активности в целом. Результаты диссертации были доложены на конференциях: "Солнечная активность и параметры ее прогноза", (Крым , КрАО, июнь 2002г.), " Трансформация волн, когерентные структуры и турбулентность" (Москва, РЖИ РАН, ноябрь 2004г.).

По результатам диссертации опубликованы работы:

1. Мирзоева И.К, Ликин О.Б. "Солнечная активность в мягкой компоненте рентгеновского излучения (По данным проекта "Инггербол")", Препринт № Пр-2046 (№: ИКИ РАН, 2002).

2. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Особенности временных профилей слабых всплесков мягкой компоненты рентгеновского излучения Солнца" (По данным проекта "Интербол"), Препринт № Пр-2047 (М.:ИКИ РАН, 2002).

3. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Характеристики слабых всплесков мягкой компоненты рентгеновского излучения Солнца", "Письма в Астрономический журнал", т.ЗО, с.216, 2004.

4. Мирзоева И.К. "Слабые всплески мягкой компоненты рентгеновского излучения Солнца и микровспышки", сборник материалов конференции . "Трансформация волн, когерентные структуры и турбулентность", ИКИ РАН, ноябрь, 2004.

5. Мирзоева И.К. "Микровспышка как один из этапов солнечного вспышечного события", "Космические исследования", №2, 2005.

6. Мирзоева И.К."Энергетический спектр временных профилей слабых всплесков мягкой компоненты рентгеновского излучения Солнца", "Письма в Астрономический журнал" т.31, №1, с.59,2005.

7. Мирзоева И.К., Ликин О.Б. "Механизм солнечной активности и микровспышки", "Известия Крымской Астрофизической Обсерватории", (в печати).

8. Мирзоева И.К. "Микровспышки и тепловой фон солнечной короны", "Письма в Астрономический журнал", т.32, №1, с.72, 2006.

9. Писаренко Н.Ф., Мирзоева И.К. "Рентгеновские всплески и возможный сценарий слабых солнечных вспышек", "Космические исследования", (в печати).

Выводы:

1.Изучение частоты и общего количества вспышек баллов 0 и А и сравнение этих данных с частотой более мощных явлений показывает, что существует нижний предел в распределении солнечных вспышек по энерговыделениям и этим пределом являются микровспышки класса 0.

2.0бнаруженные положительные корреляции кривых рентгеновского излучения микровспышек и теплового фона солнечной короны позволяют говорить о тесной взаимосвязи плазменно-магнитной структуры солнечной короны и плазменно-магнитных конфигураций активных областей микровспышек. 3.Энерговыделение микровспышек вносит существенный вклад в процесс нагрева солнечной короны.

3.3. Сценарий солнечной вспышки на основе элементарных актов энерговыделения.

Если связывать динамику вспышки с возникновением и развитием токовых слоев в различных плазменно-магнитных конфигурациях активных областей, то возникновение вспышечно-подобных событий малой мощности можно связать с возникновением серии разрывов токового слоя в данной конфигурации. В такого рода событиях вспышечное явление является результатом локального ускорения или ряда ускорений заряженных частиц в таких "элементарных" актах [27]. В таких слабых по мощности вспышках дело не доходит до так называемой "взрывной" фазы, т.е. вся выделившаяся энергия диссипирует, не успевая дать начало МГД-взрыву.

Таким образом, достаточно крупная вспышка - это перестройка плазменно-магнитной конфигурации, происходящая с освобождением энергии. Крупная вспышка - это интегральный процесс, связанный с очень многими физическими явлениями, которые накладываются друг на друга. В связи с этим, достаточно сложно определить причинно-следственные связи в механизме крупных вспышек. Поэтому, исследование вспышек малой мощности с максимумом потока рентгеновского излучения менее 10"8 Вт/м2 позволит минимизировать интегральные эффекты и более точно выделить физические механизмы вспышки на стадиях до возникновения взрывного процесса.

Напомним, что длительность вспышечного события класса О лежит в диапазоне: от 30 до 300с. Таким образом, можно предположить, что мы наблюдаем самые малые вспышки -элементарные акты энерговыделения, в которых практически отсутствуют интегральные эффекты и общая длительность которых очень близка к длительности разрыва токового слоя [27].

Можно предположить, что реальный токовый слой имеет неоднородную структуру - состоит из отдельных волокон, каждое из которых развивается не одновременно с соседними (рис.26). При X

Рис.26. Токовый слой, имеющий неоднородную, волокнистую структуру. такой структуре в токовом слое может происходить множество микроразрывов. В каждом микроразрыве возникает электрическое поле, ускоряющее электроны и ионы, которые генерируют рентгеновское излучение, наблюдаемое нами в диапазоне от 2 до 15 кэВ. Реальная вспышка - это значительно более сложный, разветвленный процесс, имеющий неоднородную пространственновременную структуру. Мы можем представить вспышку как цепочку довольно быстрых квазистационарных элементарных актов энерговыделения в хромосфере или короне Солнца с последовательной перестройкой плазменно-магнитной конфигурации (рис.27) в окрестности каждого такого акта энерговыделения и в волокне токового слоя в целом. Y шпшшшшш

ШЕПШШШШШ ъ

Рис. 27. Перестройка волокон токового слоя.

Суперпозиция таких актов энерговыделения и дает нам в рентгеновском диапазоне временные профили более крупных вспышек. Вспышка, при таком подходе, напоминает мозаику, состоящую из относительно более мелких актов энерговыделения. Суммарная выделенная энергия крупной вспышки зависит от количества и частоты отдельных актов энерговыделения.

Нужно отметить, что общие физические картины в крупных вспышках могут быть значительно сложнее.

Если мы обратимся к экспериментальному материалу, упомянутому выше и представленному в разделе 3.2, а так же к работе [36], то заметим, что объяснить очень четко выявленную связь вспышек младших классов с флуктуациями теплового фона солнечной короны можно, если принять, что основную роль в формировании картины солнечной активности играют именно слабые вспышки.

Нижний передел элементарного акта солнечного энерговыделения определен в наших экспериментальных исследованиях как микровспышки с общим энерговыделением 10 - 10 эрг, потоком рентгеновского излучения в максимуме порядка 10"9 Вт/м2, длительностью от 30 до 300с.

При формировании микровспышки ускорения частиц проявляется на начальном этапе накопления энергии в токовом слое, и мы видим этот процесс в виде мелких рентгеновских всплесков в указанном диапазоне энергий.

При этом, необходимо учитывать тот факт, что в относительно небольшом временном диапазоне (порядка нескольких часов или даже нескольких суток) одновременно наблюдаются, как правило, вспышки соседних классов. Так, в исследованные нами периоды, одновременно наблюдались вспышки классов 0 и А, реже - В при низких среднесуточных значениях теплового фона. Это означает, скорее всего, что слабые солнечные события класса 0, являются элементарными актами энерговыделения, которые вносят свой вклад в формирование более крупных вспышек классов - А и В. Однако, следует заметить, что при наличии вспышек среднего класса С, вспышки класса 0 не наблюдаются вовсе в связи с увеличением среднесуточных значений теплового фона. Со вспышками класса С, как младшие по классу, соседствуют вспышки класса В, реже - А. И, следовательно, роль отдельных актов энерговыделения (т.е. роль "кирпичиков мозаики") для вспышек класса С играют уже вспышки класса В (реже - класса А). И так далее - для всех классов. Таким образом, можно предположить, что вспышечный процесс имеет не только интегральную, мозаичную структуру (продольную структуру), но и определенную ступенчатую (вертикальную) структуру, т.е. вспышка - это еще и последовательный иерархический процесс.

Напомним, что модель локальных магнитных структур, приведенная в разделе 1.2 и в работе [26], в целом, говорит в пользу сценария механизма солнечной вспышки на основе элементарных актов энерговыделения.

С другой стороны, следует вспомнить работу [40] X. Херендела, которая, на наш взгляд, более адекватна ситуации. В [40] слабые вспышечные события представлены как комбинация элементарных токов. В [23] приведены теоретические оценки в пользу модели токовых волокон (токовых нитей), и связанных с этой моделью вспышек малых энергий.

Приведем предполагаемый сценарий механизма солнечной вспышки на основе элементарных актов энерговыделения:

1. Локальная магнитная система (ЛМС) всплывает в фотосферу Солнца.

2. Центральная часть ЛМС проникает высоко в корону, периферийная часть может вернуться обратно в фотосферу.

3. В корональной плазме в зоне ЛМС, имеющей пучковое строение, вдоль нулевых линий магнитных полей начинают формироваться токовые слои, состоящие из отдельных неравновесных волокон.

4. В каждом волокне токового слоя идет процесс накопления и диссипации энергии. Выделение энергии в токовом слое происходит при появлении плазменных неустойчивостей. В результате чего, в каждом волокне токового слоя возникают микроразрывы. В микроразрыве образуется электрическое поле, ускоряющее частицы плазмы - электроны и ионы. Мы наблюдаем эти процессы в виде микровспышек в рентгеновском диапазоне энергий 2-15 кэВ — временные профили, характерные для тормозных процессов. Однако, на этом этапе токовый слой еще не вышел на стационарный режим, часть накопленной в нем энергии может выделяться в виде точечного разогрева, тогда мы наблюдаем рентгеновские всплески класса 0 с более сглаженным временным профилем, что соответствует всплескам теплового происхождения. Тормозные и тепловые временные рентгеновские профили событий мы часто наблюдали следующими друг за другом, или вперемежку [34], что позволяет нам сделать вывод о смешанном характере диссипации энергии на начальном этапе формирования токового слоя.

5. Если плазменно-магнитная конфигурация такова, что позволяет существовать токовому слою достаточно долго в квазистационарном режиме с медленной диссипацией накапливающейся энергии в тепловой форме и в виде микровспышек класса 0 по всей своей длине, то крупного вспышечного события не образуется. В принципе, существование таких токовых слоев может продолжаться достаточно долгое время. Вполне возможно, что итогом развития такого слоя являются локальные прогревы и точечные уярчения в короне, а так же относительно медленно меняющиеся плазменно-магнитные образования - корональные транзиенты, дающие уярчения в ультрафиолетовой части спектра.

6. Если же плазменно-магнитная конфигурация такова, что токовый слой оказывается как бы в замкнутой системе, а подвод энергии из других районов Солнца продолжается, и/или накопленная энергия в нем достаточно велика с самого начала, тогда процесс медленной диссипации энергии через микроразрывы уже не может уравновесить накапливающуюся энергию и сохранить всю систему в стационарном режиме. В этом случае излишек энергии токового слоя может диссипировать только путем резкого слома всей плазменно-магнитной конфигурации двумя способами: через СМЕ-события (корональные массовые инжекции - резкий выброс обширных плазменных образований в солнечную корону) или через крупную вспышку. В случае крупной вспышки локальные акты энерговыделения учащаются на определенном участке токового слоя, где существует вспышечная ситуация. Сливаясь в единый процесс, локальные акты энерговыделения образуют более крупную вспышку и порождают все те интегральные эффекты, которые мы наблюдаем во вспышках большой мощности: рентгеновское излучение в широком диапазоне энергий от 2 до 240 кэВ, усиление возрастаний в ультрафиолетовом и радиодиапазонах, пучки электронов и протонов высоких энергий, магнитогидродинамические и звуковые волны.

Заключение.

В работе получены следующие результаты:

1. По данным, полученным в проекте "Интербол-Хвостовой зонд" был выделен и обработан ряд периодов (в работе приведены данные в основном за 1995год), в которых наблюдались солнечные события очень малой мощности в рентгеновском диапазоне излучения Солнца.

В области энергий от 2 до 15 кэВ выделен класс солнечных событий (класс 0) с общим энерговыделением от 1025 до 1026 эрг со следующими характеристиками:

- длительность: 30 -т- 300с;

- мощность всплеска: 4.5х Ю"9 *10"8 Вт/м2;

- превышение максимальной интенсивности всплеска над тепловым фоном: 1 ч- 5 имп/с;

- значение теплового фона: 6 ч-10 имп/с.

2. Обнаружено существование нижнего предела в распределении слабых солнечных вспышек по энергиям, при этом, процессы, происходящие в микровспышках, лежащих близ данного предела имеют смешанный характер, т.е. являются комбинацией теплового и тормозного рентгеновского излучения. Получены кривые распределения числа микровспышек в зависимости от их мощности.

3. Выявлено смещение максимума энергетического спектра слабых рентгеновских всплесков в более жесткую область исследуемого диапазона при переходе от минимума цикла солнечной активности к его максимуму.

4. Определено значение теплового фона рентгеновского излучения Солнца в области малых энергий на различных участках цикла солнечной активности. Выявлена взаимная связь числа слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца и разброса значений теплового фона.

5. Выявлена корреляция среднесуточных значений максимумов потоков рентгеновских всплесков микровспышек разных классов с величинами среднесуточных значений теплового фона -рентгеновского излучения солнечной короны, что позволяет сделать вывод о существенном вкладе энерговыделения микровспышек в процесс нагрева солнечной короны.

1. Benz O.A., Grigis P.C. Microflares and hot component in solar active regions // Solar Phys. 2002. V.210. P.431.

2. Кгискег S., Christe S., Lin R.P., Hurford G.J., Schwartz R.A. Hard X-ray microflares down to 3 kev // Solar Phys. 2002. 210, P.445.

3. Мартынов Д.Я.//Курс общей астрофизики. 1988. С.77.

4. Chubb Т.А., Friedman H., Kreplin R.W.// X-ray Emission Accompanying Solar Flares. Liege Symposium, Les Spectres des Astres dans l'Ultraviolet Lointain, Univ. Liege. 1961. P.216.

5. Сомов Б.В. Солнечные вспышки.// Итоги науки и техники, серия Астрономия. 1987. 34. 78.

6. AAS-NASA Sympos. Phys. Solar Flares. Greenbelt. Md. 1963. Washington, D. C.,NASA. 1964. 1966.

7. Smith H.J. Solar flares: their structure, development, and motion// AAS-NASA Sympos. Phys. Solar Flares. Greenbelt; Md. 1963.Washington, D. C, NASA. 1964. 1-14. 1966.

8. Смит Г., Смит Э. Солнечные вспышки, пер. с англ. М. Мир. 1966. С. 426.

9. Лившиц М.А. Физика Солнца.//Итоги науки, серия Астрономия. 1967. С. 128.

10. Martres M.-J., Michard R., Soru Iscovici I. Etude morphologique de la structure magnetique des regions astives en relation avec les penomenes chromospheriques et les eruptions solaires// Ann. astrophys. 1966. 29. №3. P. 245-253.

11. Bruzek A. Case histories of flares: the large flares of July 11,12,18 and 20,1961//AAS -NASA Sympos. Phys. Solar flares. Greenbelt. Md. 1963. Washington. D. C. NASA. 1964. P. 301 322.

12. Сайт в Интернете: http://www.ngdc.noaa.gov

13. Giovanelli R.G. Nature. 1946. 158. P.91.

14. Северный А.Б. Изв. КрАО АН СССР, Солнечно-земная физика. 1960. 22. С. 12.

15. Северный А.Б. Изв. КрАО АН СССР, Солнечно-земная физика.1963. 30. С.161.

16. Северный А.Б. Изв. КрАО АН СССР, Солнечно-земная физика. 1968. 20. С.22.

17. Северный А.Б. Изв. КрАО АН СССР. 1958. 20. С.22.

18. Северный А.Б. Астрон. журнал. 1958. 35. С.335.

19. Сыроватский С.И. О проблеме прогнозирования солнечных вспышек// Проблемы солнечной активности и космическая система "Прогноз". 1977. С.5.

20. Сыроватский С.И. Физика солнечных вспышек// Итоги науки и техники, серия Астрономия. 1982. 21. С. 188.

21. Сомов Б.В. Солнечные вспышки// Итоги науки и техники, серия Астрономия. 1987. 34. С.78.

22. Э.Р.Прист.// Солнечная магнитогидродинамика. 1985. С.290-301.

23. Сыроватский С.И. Труды VII Международного семинара. ЛИЯФ.1975. С.63.

24. Сыроватский С.И. Письма в Астрономический журнал. 1976. 2. №1.

25. Контор Н.Н., Любимов Г.П. Локальные магнитные структуры на Солнце и энергетика солнечных вспышек//Проблема солнечных вспышек. 1986. С. 132.

26. Писаренко Н.Ф., Ликин О.Б. Известия РАН, Сер.физическая 59.№8. 1995. С.37.

27. Сыроватский С.И., Буланов С.В., Догель В.А., Итоги науки и техники (серия Астрономия). 21.1982. С.188.

28. Мирзоева И.К., Ликин О.Б., Препринт № Пр-2046, М.:ИКИ РАН, 2002.

29. Мирзоева И.К., Ликин О.Б., Препринт № Пр-2047, М.:ИКИ РАН, 2002.

30. Мирзоева И.К., Ликин О.Б., Письма в Астрономический журнал, 30. 2004. С.216.

31. Курочка Л.Н, Астрономический журнал, 64. Вып.2. 1987. С.443

32. Сайт в Интернете: http:// hessi.ssl.berkeley.edu

33. Мирзоева И.К., Ликин О.Б., Космические исследования, № 2. 2005. С. 152.

34. Сыроватский С.И., Солнечно-земная физика, 3.1972. С. 106.

35. Мирзоева И.К., Письма в Астрономический журнал, 31. 2005. С.59.

36. Parker E.N., Nanoflares and the solar X-ray corona.// Astrophys. J. 1988. V. 330. P. 474-479.

37. Касинский B.B., Сотникова P.T., Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, Вып.82. 1988. С. 161.

38. Мирзоева И.К., Письма в Астрономический журнал, 32. 2006. С.72.

39. Haerendel G. ESA SP-275. Р. 275