Солнечные вспышки с различной эффективностью ускорения частиц и их стохастическая модель

Осокин, Алексей Рудольфович

Солнечные вспышки с различной эффективностью ускорения частиц и их стохастическая модель тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Осокин, Алексей Рудольфович АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Троицк МЕСТО ЗАЩИТЫ

2007 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.03 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Солнечные вспышки с различной эффективностью ускорения частиц и их стохастическая модель»

Автореферат диссертации на тему "Солнечные вспышки с различной эффективностью ускорения частиц и их стохастическая модель"

На правах рукописи

Осокин Алексей Рудольфович

СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ С РАЗЛИЧНОЙ ЭФФЕКТИВНОСТЬЮ УСКОРЕНИЯ ЧАСТИЦ И ИХ СТОХАСТИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ

01.03.03 - физика Солнца

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

г. Троицк - 2007

00307 Ш94

003071094

Работа выполнена в Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им Н В Пушкова РАН

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Лившиц Моисей Айзикович

Официальные оппоненты.

доктор физико-математических наук Филиппов Борис Петрович доктор физико-математических наук Гетлинг Александр Владимирович

Ведущая организация:

Институт космических исследований РАН

Защита состоится 29 мая 2007 года в 11 часов 30 мин на заседании диссертационного совета Д 002.237.01 при Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н В.Пушкова РАН по адресу: 142190 Московская область г.Троицк ИЗМИРАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИЗМИРАН. Автореферат разослан 27 апреля 2007 г

Ученый секретарь диссертационного совета доктор физико — математических наук

Михайлов Юрий Михайлович

Общая характеристика работы Акту ал ыюсть

До середины 60-х годов вспышки наблюдались в оптическом и радиодиапазонах. Благодаря внеатмосферной астрономии проведены наблюдения вспышек практически во всех длинах волн электромагнитного излучения и измерены приходящие от них потоки частиц различных энергий. Эти наблюдения в последние годы проводятся с очень высоким пространственным и временным разрешением. Полученный в результате космических исследований огромный материал свидетельствует о большом многообразии динамических процессов на Солнце и, в частности, при солнечных вспышках Физические условия в различных слоях вспышечной атмосферы изучены достаточно хорошо. Источник мягкого рентгеновского излучения представляет собой совокупность петель, заполненных плазмой с температурами от 5 до примерно 20 млн. градусов и с плотностями около Ю10 см"3. Образованию этого источника способствует один или несколько актов первичного энерговыделения, длящегося очень небольшое время Изучение этих сложных процессов поведения плазмы в магнитных полях представляет большой интерес, дополняя соответствующие лабора-

торные эксперименты по удержанию плазмы в магнитных полях и термоядерные исследования

Новые возможности численного моделирования способствовали прогрессу в интерпретации ряда явлений, наблюдаемых при вспышках. Общее представление о вспышках как процессах трансформации магнитной энергии в другие виды нашло свое подтверждение. Плодотворными также оказались работы по изучению вторичных процессов, которые следуют за актом первичного выделения энергии В частности, это относится к изучению газодинамического отклика хромосферы активной области на процессы воздействия на нее приходящих сверху потоков тепла и ускоренных частиц. Большой прогресс был достигнут также в прямом моделировании магнитогидродинамической (МГД) задачи, показавшем, что, процесс пересоединения магнитных силовых линий действительно реализуется на Солнце по крайней мере на заключительной фазе развития вспышки

Вспышки, особенно мощные, представляют собой очень сложный процесс, и прямое МГД-моделирование должно учитывать многочисленные факторы. Хотя сама система МГД-уравнений известна, информация о структуре магнитного поля активной области очень скудна, и во многом произвольными являются начальные и граничные условия задачи. Пока это ограничивает возможности такого численного моделирования, и не позволяет дать адекватную интерпретацию наблюдательных данных о возникновении и развитии вспышек, особенно в их импульсной фазе. Очень актуальным является поэтому привлечение новых методов, которые могут помочь в понимании природы вспышечных явлений.

Один из возможных подходов заключается в рассмотрении вспышки как сложной динамической системы. Нелинейные эффекты должны в данном случае проявляться очень сильно При этом могут развиваться различные неустойчивости. Эволюция магнитной конфигурации активной области на Солнце может в некоторые моменты приводить систему в определенные критические состояния, после чего развитие этой ситуации может идти несколькими путями

Попадание системы в точку бифуркации означает, что даже небольшие возмущения могут очень сильно сказываться на физических условиях в рассматриваемой области. Исследования лавинообразных процессов становится сегодня актуальным направлением исследований в самых различных областях науки.

Целью диссертационной работы было, во-первых, выявление в многочисленных наблюдательных данных, относящихся к вспышкам, тех свойств, которые указывают на необходимость использования представлений о вспышке как лавинообразном процессе реализации магнитной энергии, и, во-вторых, моделирование возникновения вспышки в рамках стохастической модели Это включало в себя:

исследование распределения вспышек по длительностям существования мощного мягкого рентгеновского излучения, связи мягких и жестких всплесков с целью выяснения физического смысла классификации вспышек;

анализ ускорения частиц во всех протонных событиях, отождествленных с солнечными вспышками, для возможного выявления характеристик, общих для случаев эффективного протекания рассматриваемого процесса,

построение модели солнечных вспышек как «лавины» мелкомаштабных процессов диссипации противоположно направленных магнитных полей.

Структура работы

Диссертация состоит из Введения, трех глав и Заключения, общий объем составляет 103 страницы, в том числе 17 рисунков и 81 библиографическая ссылка

Краткое содержание работы

Во Введении сформулирована цель работы, обосновывается ее актуальность, описывается структура и приво-

дится краткое содержание диссертации, приводятся основные положения, выносимые на защиту

В главе I изучаются статистические данные о параметрах рентгеновских вспышек, демонстрирующие целесообразность стохастического подхода к исследованию эруптивных процессов на Солнце

В параграфе 1.1 рассматриваются существующие результаты наблюдений солнечных вспышек и СМЕ, большие ряды однородных данных о вспышках и возможности их статистического исследования Из общей Базы данных ИЗМИР АН, содержащей более 60000 вспышек, были выбраны события ярче СЗ — более 19 тысяч явлений, для которых проведено статистическое исследование мощности от их полной длительности Были построены гистограммы зависимости числа вспышек от длительности в четырех интервалах их мощностей - от СЗ до С9, от М1 до М2.9, от МЗ до XI и мощнее XI В первом случае, на гистограмме распределения числа вспышек от их длительности выделяется единственный максимум в 10-20 минут с экспоненциальным спадом к более длительным событиям Более 70% явлений характеризуются полной длительностью менее 30 мин. Для вспышек во втором интервале мощности эта доля уменьшается до 48%, а на третьем уже выделяется второй максимум явлений с длительностью 50-60 минут и появляется некоторое число очень длительных событий Такой же вид гистограммы остается и при переходе к самым мощным событиям, причем число очень длительных явлений возрастает.

В параграфе 1.2 совместный анализ данных о мягком и жестком излучении подтверждает, что жесткий всплеск происходит близ момента достижения максимума производной потока мягкого излучения по времени. Исследуются моменты возрастания жесткого рентгена и увеличения потока мягкого рентгеновского излучения мощных событий. Определено, при какой мощности мягкого рентгеновского излучения появляется жесткий всплеск и прослежены последствия его появления За период 1997-1998 гг. были отобраны мягкие рентгеновские вспышки балла С и

выше, длительность которых превышала 25 минут и им ставились в соответствие жесткие рентгеновские всплески. Показано, что для вспышек ярче В5 появление жесткого импульса на фазе роста мягкого рентгена наблюдается в 20% случаев, для вспышек СЗ - С5 появление достаточно жесткого всплеска в большинстве случаев сопровождается увеличением полной длительности мягкого рентгеновского события по сравнению с длительностями, теоретически допустимыми для импульсных вспышек. Для вспышек балла М это заключение справедливо практически без исключений

В параграфе 13 обсуждаются указания на необходимость использования стохастических моделей, которые следуют из результатов изучения рентгеновского излучения вспышек Это потребовало некоторого уточнения классификации солнечных вспышек Известно, что подавляющее большинство вспышек являются довольно слабыми импульсными явлениями В них уже ускоряется некоторое количество электронов, и в результате отклика плотных слоев хромосферы на воздействие на них потоков тепла и/или ускоренных частиц горячая плазма заполняет корональную петлю. В работе проведено рассмотрение баланса энергии в корональных петлях Во-первых, показано, что в собственно импульсных вспышках плазма свободно высвечивается Этот процесс определяет малую длительность многочисленных слабых явлений В более мощных коротких вспышках той плазмы, которая испаряется в ходе нескольких импульсных эпизодов оказывается недостаточно для объяснения наблюдений мягкого рентгеновского излучения. Одной из возможностей для объяснения появления дополнительного количества горячей плазмы в короне является привлечение соображений, связанные с развитием стохастических процессов.

Во - вторых, рассмотрение баланса энергии показывает, что существование постэруптивных петель возможно в случае дополнительного нагрева плазмы в верхней части арочной системы. Скорее всего, необходимая для этого энергия поступает из области пересоединения в короне.

Итак, в работе мы были вынуждены несколько уточнить классификацию солнечных вспышек, данную в работе Лившица М.А (Изв РАН, Серия физическая, т. 63, N 11, с 2168, 1999), разделив события на импульсные, компактные и длительные (1Л)Е) явления. Если в импульсных вспышках ускорение определенного количества электронов может объяснить сценарий явления, то в более мощных коротких вспышках необходимо привлекать соображения, связанные с развитием катастрофического процесса. Такой же процесс вероятнее всего реализуется и в начальной стадии мощных длительных явлений, которые уже сопровождаются формированием громадных постэруптивных арочных систем В работе будут фактически рассматриваться компактные и мощные длительные явления, а слабые импульсы будут учитываться только при интерпретации статистических распределения вспышек по энергиям (Глава Ш, параграф 1).

В связи с рассмотрением процессов катастрофического характера, возникла проблема во всем ли объеме вспышки или в какой — то ее части развиваются основные высокоэнергичные явления Для исследования этого вопроса мы обратились к данным о жестком рентгеновском излучении Были измерены расстояния между максимумами излучения в диапазоне 53-93 кэВ, те. между основаниями вспышечных петель для 15 МЗ — Х4 вспышек, располагавшихся как в западном, так и в восточном полушариях. Получено, что зависимость отношения скоростей счета гамма (> 400 КэВ) и жесткого рентгеновского (> 30 КэВ) спектрометров от расстояния между основаниями петли, аппроксимируется гауссианой. Ее максимум располагается примерно на 20 угловых секунд, что соответствует полной длине петли, несколько превосходящей 20 тыс. км на Солнце Несмотря на различие индивидуальных вспышек, этот неаприорный результат свидетельствует о том, что петли гамма - вспышек характеризуются расстоянием между основаниями, заключенными в пределах от 10 до 20 тыс. км Таким образом, показано, что для реализации эффективного ускорения

частиц необходим определенный масштаб всего явления. В чисто импульсных событиях ускорение, по-видимому, происходит в очень низком источнике с очень небольшими петлями Только при наличии связи этой точки с более удаленными местами с противоположной магнитной полярностью значительно увеличивается вероятность эффективного ускорения частиц и развития других высокоэнергичных явлений Таким образом, для рассматриваемых ниже событий, в которых можно предполагать развитие стохастических процессов, разумно выделять ядро вспышки - область первичного импульсного энерговыделения и связанную с ней корональную петлю В этом ядре, вероятнее всего, развиваются основные высокоэнергичные явления. Кроме ядра во многих событиях, конечно, существуют системы громадных постэруптивных арок.

Глава II посвящена сложной проблеме ускорения частиц в солнечных вспышках Высокоэнергичные события являются маркером нелинейных, катастрофических процессов во вспышечной атмосфере. Можно ли получить какие -либо свидетельства в пользу разумности использования стохастического подхода? Для поиска ответа на этот вопрос мы вернулись к статистическому изучению протонных событий

В начале главы содержится краткое описание созданного в ИЗМИРАНе каталога солнечных источников ускоренных протонов. Статистическое изучение собственно потоков быстрых частиц было проведено в работе Белова и др (А.В Белов, Э. Гарсия, В.Г Курт, Е Мавромичалаки // Космические исследования. Т. 43 N3 С. 171 (2005)). Мы обратились к изучению спектров тех протонных возрастаний, которые явно ассоциируются с солнечными вспышками Мы изучили не собственно спектр частиц, а логарифм отношения потоков частиц в диапазонах более 100 и 10 МэВ, т.е 5 = log (F100 / F10), для 172 мощных событий с благоприятными условиями выхода из короны и распространения частиц в межпланетном пространстве. Построенная гистограмма очень близка к гауссиане с небольшим избытком в более мягких событиях Максимум распределения

соответствует превышению максимального потока на 10 МэВ над потоком на 100 МэВ в 30 раз Эта величина согласуется с той, которая получена в указанной ранее работе Белова и др по статистическому изучению потоков ускоренных протонов Существование выделенного спектра с величиной 5, примерно равной -1,5, и достаточная узость распределения Гаусса свидетельствуют о том, что как мягкие, так и более жесткие протоны эффективно ускоряются во взрывной фазе вспышки, скорее всего, единым механизмом.

Далее исследовались мягкие события, выходящие уже за рамки распределения Гаусса В этих событиях хорошо выражены постэруптивные явления, что видно по данным об ударной волне около Солнца (радиовсплеск II типа) и в межпланетном пространстве. На постэруптивной фазе этих событий и в явлениях типа выбросов волокон, кроме основного ускорения во взрывной фазе вспышки, становится заметным вклад дополнительного ускорения протонов до энергий 10-30 МэВ уже высоко в короне.

В заключении этой главы подчеркивается важность того факта, что эффективное ускорение частиц в мощных импульсных вспышках происходит более или менее единым способом, хотя вклад возможных механизмов может варьироваться от события к событию. Это может рассматриваться как серьезный аргумент в пользу стохастического характера мощных вспышек.

Глава III посвящена моделированию возникновения солнечных вспышек на основе стохастической теории самоорганизованной критичности Плазменная магнитная конфигурация активной области на Солнце представляет собой сложную» нелинейную систему. Ее эволюция достаточно сложна

В некоторые периоды своего существования эта динамическая система может рассматриваться как аттрактор, к которому система эволюционирует, независимо от начальных условий. Система тем самым самоорганизуется в критическое состояние, где описывается распределениями

вероятностей происходящих событий, корреляциями и спектром мощности, имеющими степенной вид

Важной характеристикой таких систем является лавинообразный характер диссипации магнитной энергии, запасенной в мелкомасштабных элементах В параграфе III.1 дается краткий обзор «лавинных» моделей возникновения солнечных вспышек, использующих принципы теории самоорганизованной критичности (Bäk Р How nature works the science of self-organized criticality. Springer- Verlag New York, Inc. 1996 )

Эти модели базируются на представлении о лавинообразных процессах в солнечной атмосфере как о механизме упрощения конфигурации магнитного поля, сопровождающемся выделением энергии Первая подобная модель была предложена Jly и Гамильтоном в работах (Lu Е Т. and Hamilton R.J. ApJ 380, L89-L92 (1991), LuE.T., HamiltonRJ, McTiernan J M, and Bromund К R ApJ 412, 841-852 (1993)) В основе этой модели лежит механизм пересоединений мелкомасштабного магнитного поля в короне, который допускает накопление энергии в скрученном магнитном поле с последующим ее высвобождением в ходе лавинообразного развития вспышки Компьютерный анализ модели Jly и Гамильтона дает степенное распределение для амплитуд, энергий и длительностей вспышек с показателями, которое находится в хорошем соответствии с данными наблюдений Эти же соображения о магнитных элементах в короне и представление о вспышке как о трехмерной лавине мелкомасштабных магнитных пересоединений были использованы еще в некоторых работах Однако в них не делается различий между спокойными и активными областями короны, и процессы на больших корональных высотах рассматриваются изолированно от происходящих в фотосфере Солнца

В параграфе III.2 описывается созданная численная самоорганизованно критичная модель вспышек. Основная задача моделирования состояла в приближении к реальным физическим процессам, наблюдаемым на Солнце Анализ магнитограмм Солнца с высоким разрешением показывает, что на его поверхности постоянно возникают и исчезают

небольшие трубки магнитного поля Их конфигурация быстро меняется, причем локальное увеличение яркости совпадает с исчезновением отдельных магнитных элементов. Вероятнее всего, как это предполагается, например, в работе СЛ. БсЬгцуег й а! Ар I. 487, 424 (1997), все они пересоединились (диссипировали) и исчезли. Эти данные позволили отойти от ставшего привычным для моделей такого рода условия о том, что вся корона находится в критичном состоянии. Можно предположить, что этим свойством обладают только отдельные участки солнечной атмосферы, где всплывающие магнитные потоки достаточно сильны для того, чтобы взаимные аннигиляции отдельных трубок приняли лавинный характер.

При моделировании фотосфера рассматривается как двумерная решетка с периодическими условиями на границах, в ячейках которой могут располагаться магнитные элементы, величина которых измеряется целыми числами. Если магнитный элемент попадает в ячейку, где находится хотя бы один элемент противоположного знака, то между ними происходит диссипация Лавина подобных событий рассматривается как вспышка. Описанная модель является самоорганизованно критической. Как многие стохастические модели, наши результаты дают естественное объяснение этой фундаментальной зависимости степенного закона распределения по энергиям частоты возникновения вспышек.

Параграф Ш.З посвящен реализации модели в условиях, приближенных к биполярной активной области Ситуацию, при которой трубки разной магнитной полярности равномерно расположены по поверхности, оказалось возможным заменить на условие объединения трубок одной полярности в холмы поля, создающее биполярную структуру поверхности Большие усилия были предприняты для обеспечения работы программы, требующей очень большой оперативной памяти, и визуализации результатов расчетов Эта часть работы была выполнена совместно с сотрудником ИПМ РАН А В Подлазовым

Схождение лавин в условиях моделируемой таким образом активной области происходит по «нейтральной линии» между холмами поля, с быстрым распространением процесса вдоль нейтральной линии Разумеется, здесь уже есть очевидное сходство с формированием систем вспы-шечных петель Это моделирование для активной области сближает стохастические модели с широко распространенным МГД-моделированием, без обычного в таких случаях их противопоставления.

В Заключении сформулированы основные результаты и выводы работы, приводимые ниже

Научная новизна:

- На большом статистическом материале выделены три основные типа солнечных вспышек и впервые обосновано физическое различие между импульсными, компактными и длительными вспышками

- Кроме основного источника ускорения во взрывной фазе вспышки, выделен дополнительный источник ускорения протонов небольших энергий, ускоряемых на постэруптивной фазе явлений

- Впервые модели с лавиной разработаны для активной области в состоянии самоорганизованной критичности, а не для короны в целом. Реализация модели для биполярной области позволила убедиться, что вспышки, как и наблюдается, возникают вблизи нейтральной линии и свечение быстро распространяется вдоль нее

Основные положения, выносимые на защиту

Наряду с традиционными методами исследования солнечных вспышек, в диссертации используется подход, основанный на стохастическом описании сложных динамических систем. Сначала анализируются наблюдательные данные, которые обуславливают возможность использования такого подхода, а затем развивается и собственно стохастическая модель возникновения вспышек

На защиту выносятся следующие результаты

1 - изучение распределения числа вспышек различной мощности по длительности существования больших потоков мягкого рентгеновского излучения, которое позволило обосновать разделение событий на основные типы и уточнить физический смысл их классификации Вводятся основные элементы пространственной структуры источника излучения в мягком и жестком рентгеновском диапазонах и выявляются условия, при которых постэруптивная аркада может существовать достаточно долго;

2 - анализ характеристик спектров протонных событий по Каталогу, показавший, что наклоны спектров протонов, ускоряемых на Солнце, изменяются не очень сильно при переходе от одного события к другому Оказывается, что этот эффект полностью не сглаживается даже при том, что частицы в короне и в межпланетном пространстве распространяются в различных физических условиях. Это свидетельствует о том, что эффективное ускорение частиц с энергиями в десятки и сотни МэВ происходит во взрывной фазе вспышек примерно одним и тем образом. Этот факт может рассматриваться как аргумент в пользу одинакового же пути развития динамических процессов в сложной нелинейной системе;

3 - получен вывод о том, что дополнительное ускорение мягких протонов происходит на постэруптивной фазе вспышек, и это становится заметным в некоторых событиях при слабой взрывной фазе или ее отсутствии в результате дестабилизации крупномасштабной магнитной конфигурации в короне,

от их энергии. В модели, развитой для биполярной области, показано, что достаточно мощные процессы быстро распространяются вдоль нейтральной линии магнитного поля. Личный вклад автора

Во всех работах автор принимал участие в формулировке задач, проведении статистических расчетов и анализе полученных результатов.

Автор внес основной вклад как в разработку компьютерной модели, так и в рассмотрение экспериментальных данных под описываемым своеобразным углом зрения

В разработке программы и визуализации результатов расчетов большое участие принимал научный сотрудник ИПМ РАН А В. Подлазов.

Работы по Базе данных Отдела космических лучей ИЗМИРАН были выполнены в соавторстве с исследователями этого отдела.

Научная и практическая значимость работы

Полученные в диссертации результаты продемонстрировали плодотворность новой идеи использования подхода, основанного на стохастическом описании сложных систем для таких сложных явлений как солнечные вспышки Благодаря анализу таких параметров, как морфология, энергетика, длительность вспышек, изучению процессов ускорения частиц во вспышечной атмосфере стало ясно, что эруптивные процессы несут в себе черты внезапно развивающегося катастрофического явления.

Описание сложных динамических систем с позиций теории самоорганизованной критичности позволяет использовать понятия катастрофических событий и моделировать их характеристики.

Например, физика солнечных вспышек становится более ясной, если использовать предложенные в работе подходы к моделированию стохастических процессов непосредственно в активной области, не строя предположений о том, находится ли вся солнечная корона в критическом состоянии.

Часть выводов работы может быть полезна и использоваться при прогнозировании возникновения эруптивных процессов. Апробация работы

Результаты, полученные в настоящей диссертации, доложены на 11 всероссийских и международных конференциях:

1. "THEMIS and the new frontiers of solar atmosphere dynamics", Roma, Italy, 19-21 March, 2001

2. "Solar encounter. The First Solar Orbiter Workshop", Puerto de la Cruz, Tenerife, Spam, 14-18 May, 2001

3. 'Tenth United Nations/European Space Agency Workshop on Basic Space Science Exploring the Universe Sky Surveys, Space Exploration, and Space Technologies", 25 - 29 June 2001, Reduit, Mauritius University of Mauritius

4 Всероссийская астрономическая конференция 2001, 6-12 августа 2001, С. - Петербург, Россия

5 21 International NSO/SP Workshop "Current Theoretical Models and Future High Resolution Solar Observations", March 11 - 15, 2002, Sunspot, New - Mexico, USA.

6 Международная конференция "СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ ПОСЛЕ СМЕНЫ ЗНАКА ПОЛЯРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА" ГАО, Пулково 17 - 22 июня 2002

7. NATO Advanced Research Workshop "Turbulence, Waves and Instabilities m the Solar Plasma" 16-20 September 2002, Budapest, Hungary

8 Workshop "SHINE Solar, Heliospheric and Interplanetary Environment" Maui, USA, July 6-11, 2003

9 The LAU 223 symposium «Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity», 14-19 июня, 2004 г, С.-Петербург.

10. The 9th Asian-Pacific Regional IAU Meeting - APRIM 2005, Indonesia, July 26-29, 2005

11. Байкальская школа по фундаментальной физике -BAYSIS-2006, 11-16 сентября 2006, Иркутск.

Публикации

Основные результаты диссертации опубликованы в 8 статьях, и в материалах 11 всероссийских и международных конференций

Список публикаций автора по теме диссертации

1) A R. Osokin and А. V. Podlazov "Self-Organized Critical (SOC) Model of Solar Flares" II Nuovo Cimento C, (Italy) Vol. 25, September-December, issue 2002: 221-226

2) Подлазов A.B., Осокин A.P. «Самоорганизованная критичность эруптивных процессов в солнечной плазме» Математическое моделирование. 2002, .14, 2, 118-126

3) Andrew. V. Podlazov, Alexei R. Osokin "Self - Organized Critical Model of Solar Plasma Eruption Processes", Astrophysics and Space Science, 2002, 282: 1-6

4) Осокин A P., Белов А В., Лившиц M.A «Солнечные вспышки различных типов и их влияние на формирование возмущений межпланетной среды» Астрономический вестник, 2003, 37, 1,61-71.

5) Осокин А.Р., Лившиц МА., Чернетский В А. «О взаимосвязи явлений различных масштабов в солнечных вспышках» Сборник "СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ ПОСЛЕ СМЕНЫ ЗНАКА ПОЛЯРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА" ГАО РАН, С.-Петербург, 2003, 106-110

6) A R. Osokin, А V. Podlazov, V.A Chernetsky, MA Livshits "Solar flares: self-organization of active region to the critical state" in: Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity.Eds A V.Stepanov, A.G Kosovichev, E E Benevolenskaya. Cambridge Univ Press. 2005, 477478

7) Лившиц М.А., Осокин А.Р., Шаховская А Н. Компактность мощных рентгеновских вспышек и ее роль в возмущениях космической погоды, Изв. РАН, сер. физич., 2006, 70, 10,1463-1465

8) Осокин А Р., Лившиц МА., Белов A.B. Источники эффективного ускорения частиц в солнечных вспышках- наблюдательный аспект. Астрономический журнал, 2007, 84,7,

Подписано к печати 25 04.2007 г Уел печ Л 1,4

Формат 60x84/16 Тираж 100 экз Отпечатано в ГАИШ МГУ г Москва Университетский пр , 13

Содержание диссертации автор исследовательской работы: кандидата физико-математических наук, Осокин, Алексей Рудольфович

Введение.

Глава I. Некоторые результаты изучения рентгеновских вспышек на

Солнце.

1.1. Статистическое распределение числа вспышек по их длительностям для различных интервалов мощностей явлений.

1.2. Мощность жесткого рентгеновского всплеска и последующее развитие двуленточной вспышки.

1.3.Указания на необходимость использования стохастических моделей, которые следуют из результатов изучения рентгеновского излучения вспышек (баланс энергии в корональных петлях и уточнение классификации вспышек, возможная пространственная структура вспышечного рентгеновского источника).

1.4. Выводы главы!.

Глава II. Источники эффективного ускорения частиц в солнечных вспышках.

11.1. Некоторые результаты изучения возрастаний потоков ускоренных протонов.

11.2. Существование наиболее часто встречающегося спектра протонных возрастаний.

11.3. Дополнительное ускорение протонов небольших энергий в постэруптивных явлениях.

11.4. Выводы главы II.

Глава III. Стохастическая модель возникновения солнечных вспышек.

III. 1. Степенное распределение числа вспышек по энергиям.

111.2. Представления о развитии лавинных моделей.

111.3. Алгоритм расчетов для динамической системы в критическом состоянии.

III.4 Построение модели для биполярной области.

III.5. Выводы главы III.

Введение диссертация по астрономии, на тему "Солнечные вспышки с различной эффективностью ускорения частиц и их стохастическая модель"

Получение в последнее время, в основном, с космических аппаратов, больших рядов однородных данных о вспышках и определенный прогресс в их теоретическом осмыслении позволяют придти к более определенным представлениям о нестационарных процессах на Солнце. В последнее время на активных звездах поздних спектральных классов активно изучаются вспышечные явления большой мощности, так что сейчас появился единый ряд вспышечных явлений с полной энергией, различающейся на 10 порядков величины.

Несмотря на многолетнее изучение, процесс возникновения солнечной вспышки остается во многом загадкой для исследователей. Одновременно с большим прогрессом в исследовании вторичных (в частности, постэруптивных) процессов во вспышечной атмосфере, ответы на некоторые кардинальные вопросы остаются неизвестными. Необходимо понимание того, что стоит за собственно процессом вспышки.

В то же время понимание вспышечных явлений очень важно как с точки зрения изучения физических процессов в больших масштабах областей, занимаемых замагниченной плазмой, так и с точки зрения влияния потоков плазмы и ускорения частиц на Солнце на нашу технологичную цивилизацию. Мы полагаем, что использование представлений о нелинейных процессах, вообще говоря, дает возможность интерпретировать современные наблюдения вспышек различной мощности и длительнее™.

Большая солнечная вспышка - это несколько импульсных эпизодов, выброс материи (СМЕ, эрупция волокна или серж) и развитие системы постэруптивных петель различных масштабов (в т.ч. гигантских). Сопоставление данных о мягком и жестком рентгеновском излучении показало, что достаточно мощные импульсы, как правило, сопровождаются последующим формированием системы корональных петель. Большие вспышки, как правило, сопровождаются ускорением частиц до очень больших энергий. Как обеспечить столь большую эффективность этого процесса остается неизвестным.

Возникновение эруптивных процессов, проблемы, связанные с прогнозом солнечных вспышек, возможно, должны изучаться в рамках вероятностного подхода к возникновению основного энерговыделения. В работе кроме традиционных методов изучения таких сложных явлений как солнечные вспышки предложено использовать подход, основанный на стохастическом описании сложных динамических систем.

Актуальность

Солнце - ближайшая к нам звезда, находящаяся в центре нашей планетной системы. Электромагнитное излучение и потоки частиц оказывают большое влияние на процессы в магнитосфере и ионосфере Земли. Это влияние сильно возрастает при развитии на Солнце мощных нестационарных явлений. Они могут проявляться в виде выброса больших масс корональной плазмы, образования на Солнце мощных источников жесткого электромагнитного излучения и ускоренных частиц. Потоки замагниченной плазмы вызывают сложный комплекс явлений в гелиосфере и в пространстве, окружающем планеты. Таким образом, понимание процессов, происходящих в солнечной атмосфере и в межпланетном пространстве, и разработка основ прогноза солнечной и геомагнитной активности являются актуальными научными проблемами. До середины 60-х годов вспышки наблюдались в оптическом и радиодиапазонах. Благодаря внеатмосферной астрономии проведены наблюдения вспышек практически во всех длинах волн электромагнитного излучения и измерены приходящие от них потоки частиц различных энергий. Эти наблюдения в последние годы проводятся с очень высоким пространственным и временным разрешением. Полученный в результате космических исследований огромный материал свидетельствует о большом многообразии динамических процессов на Солнце и, в частности, при солнечных вспышках. Физические условия в различных слоях вспышечной атмосферы изучены достаточно хорошо. Источник мягкого рентгеновского излучения представляет собой совокупность петель, заполненных плазмой с температурами от 5 до примерно 20 млн. градусов и с плотностями около Ю10 см'3. Образованию этого источника способствует один или несколько актов первичного энерговыделения, длящегося очень небольшое время. Изучение этих сложных процессов поведения плазмы в магнитных полях представляет большой интерес, дополняя соответствующие лабораторные эксперименты по удержанию плазмы в магнитных полях и термоядерные исследования.

Новые возможности численного моделирования способствовали прогрессу в интерпретации ряда явлений, наблюдаемых при вспышках. Общее представление о вспышках как процессах трансформации магнитной энергии в другие виды нашло свое подтверждение. Плодотворными также оказались работы по изучению вторичных процессов, которые следуют за актом первичного выделения энергии. В частности, это относится к изучению газодинамического отклика хромосферы активной области на процессы воздействия на нее приходящих сверху потоков тепла и ускоренных частиц. Большой прогресс был достигнут также в прямом моделировании магнитогидродинамической (МГД) задачи, показавшем, что, процесс пересоединения магнитных силовых линий действительно реализуется на Солнце по крайней мере на заключительной фазе развития вспышки.

Один из возможных подходов заключается в рассмотрении вспышки как сложной динамической системы. Нелинейные эффекты должны в данном случае проявляться очень сильно. При этом могут развиваться различные неустойчивости. Эволюция магнитной конфигурации активной области на Солнце может в некоторые моменты приводить систему в определенные критические состояния, после чего развитие этой ситуации может идти несколькими путями. Попадание системы в точку бифуркации означает, что даже небольшие возмущения могут очень сильно сказываться на физических условиях в рассматриваемой области. Исследования лавинообразных процессов становится сегодня актуальным направлением исследований в самых различных областях науки.

Это включало в себя: исследование распределения вспышек по длительностям существования мощного мягкого рентгеновского излучения, связи мягких и жестких всплесков с целью выяснения физического смысла классификации вспышек; анализ ускорения частиц во всех протонных событиях, отождествленных с солнечными вспышками, для возможного выявления характеристик, общих для случаев эффективного протекания рассматриваемого процесса; построение модели солнечных вспышек как «лавины» мелкомаштабных процессов диссипации противоположно направленных магнитных полей.

Структура работы

Диссертация состоит из Введения, трех глав и Заключения, общий объем составляет 100 страниц, в том числе 17 рисунков и 81 библиографическая ссылка.

Заключение диссертации по теме "Физика Солнца"

Выводы главы III.

Недостаточная точность в прогнозировании и описании солнечных событий может иметь принципиальный характер. А именно, эволюция активной области или комплекса активности может приводить к тому, что вся система будет стремиться к состоянию самоорганизованной критичности. В этом состоянии не существует выделенной частоты и, соответственно, выделенного размера вариаций параметров. Поясним смысл нахождения системы в состоянии самоорганизованной критичности, сравнив эту ситуацию с условиями образования уединенной волны - солитона. Как известно, соответствующий нелинейный процесс развивается, когда реализуется весьма точная компенсация поступления тока энергии в систему и ее оттока (т.е. диссипации) в случае благоприятных начальных и граничных условий возникновения соответствующего течения. В нашем случае соответствующий нагрев должен таким образом менять условия диссипации энергии, чтобы система довольно продолжительное время находилась в состоянии критичности с самопроизвольной подстройкой ее параметров. Обычно существует такой управляющий параметр, при достижении которого у системы появляются общие свойства. До этого в хаотической фазе любое возмущение затухает в пространстве и во времени, в то время как в упорядоченной фазе начальные параметры не могут сильно влиять на систему. Система при этом критическом значении управляющего параметра находится близ точки бифуркации своего развития, когда с определенной вероятностью малое возмущение может привести к развитию катастрофического процесса.

Нам удалось связать параметры самоорганизованно -критической системы с наблюдаемыми процессами в солнечной атмосфере - появлению и диссипации мелкомасштабных магнитных петель, пространственное выделение холмов магнитного поля, нейтральной линии. Наше моделирование активной области, в которой диссипация трубок всплывающего магнитного потока происходит лавинообразным образом, позволило не только естественным образом объяснить степенное распределение вспышек по энергиям, но и определить условия, при которых показатель распределения может изменяться - введение инерции. Также, само нахождение системы с всплывающими магнитными элементами в состоянии самоорганизованной критичности налагает условия на их размеры - лавины возникают, и их число распределяется по степенному закону, только если заряды магнитных элементов выбираются достаточно большими.

Приближенные к наблюдательным данным условия, на которых строится модель, позволили использовать возможности визуализации для наблюдения за развитием процесса лавин, приближенного к большим вспышкам. В этом случае можно делать предположения о дальнейшем развитии процессов, напрямую не связанных с собственно возникновением лавины/вспышки, что является редкостью для стохастических моделей.

В заключение надо отметить, что, учитывая стохастический характер процессов возникновения вспышек, имеются основания полагать, что знание распределения магнитных полей и поля скоростей еще не во всех случаях позволяет предсказать начало развития вспышки в определенном интервале мощностей. Недостаточная точность в прогнозировании и описании солнечных событий может иметь принципиальный характер. Иначе говоря, не существует четкой детерминированности в начале развития вспышечного события.

Заключение

На защиту выносятся следующие результаты:

1 - изучение распределения числа вспышек различной мощности по' длительности существования больших потоков мягкого рентгеновского излучения, которое позволило обосновать разделение событий на основные типы и уточнить физический смысл их классификации. Вводятся основные элементы пространственной структуры источника излучения в мягком и жестком рентгеновском диапазонах и выявляются условия, при которых постэруптивная аркада может существовать достаточно долго;

2 - анализ характеристик спектров протонных событий по Каталогу, показавший, что наклоны спектров протонов, ускоряемых на Солнце, изменяются не очень сильно при переходе от одного события к другому. Оказывается, что этот эффект полностью не сглаживается даже при том, что частицы в короне и в межпланетном пространстве распространяются в различных физических условиях. Это свидетельствует о том, что эффективное ускорение частиц с энергиями в десятки и сотни МэВ происходит во взрывной фазе вспышек примерно одним и тем образом. Этот факт может рассматриваться как аргумент в пользу одинакового же пути развития динамических процессов в сложной нелинейной системе;

4 - развита новая стохастическая модель возникновения солнечных вспышек, основанная на представлении о том, что эволюция активной области на Солнце может приводить ее в некоторые периоды времени в критические состояния, сопровождающиеся развитием лавинообразных процессов. В рамках этих моделей естественно объясняется степенное распределение частоты возникновения вспышек от их энергии. В модели, развитой для биполярной области, показано, что достаточно мощные процессы быстро распространяются вдоль нейтральной линии магнитного поля.

Список источников диссертации и автореферата по астрономии, кандидата физико-математических наук, Осокин, Алексей Рудольфович, Троицк

1. Г.А.Базилевская, А.И.Сладкова, В.В. Фомичев, И.М. Черток. // Астрон. журн., т. 67, с. 409,1990

2. А.В. Белов, Э. Гарсия, В.Г.Курт, Е. Мавромичалаки // Космические исследования. 2005, Т. 43. N.3 С.171

3. Боровик В.Н. и др. // Тр. Конференции стран СНГ и Балтии. 2003. 63

4. Гетлинг А.В. // кн. «Конвекция Рэлея Бенара», Эдиториал - УРСС, М. 1999

5. Гетман К.В., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 1999. Т. 76. № 9. С. 704711.

6. Гетман К.В., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 2000. Т. 77. № 4. С. 295-302

7. Голицын Г.С. // ДАН. 1996. Т.346, №4. С.536-539

8. Курочка Л.Н. // Астрон. Журнал 1987, т.62, N2, стр. 443 446

9. Курт В., Ныммик Р.А. // Космические исследования 1997,35(6), 598-609\

10. Ю.Лившиц И.М., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 2002. Т. 79. N 4. С. 364376.

11. П.Лившиц М.А., Бадалян О.Г., Белов А.В. // Астрон. журн. 2002. Т. 79. № 7. С. 597-608

12. Лившиц М.А., Осокин А.Р., Шаховская А.Н. // Изв. РАН, сер. физич., 2006,70,10,1463-1465

13. Лившиц М.А., Струминский А.Б., Белов А.В. // Астрон. вестн. 2001. Т. 35. С. 559

14. Лившиц М.А. //Изв. РАН. Сер. физич. 1999. Т. 63. № 11. С. 2168-2173.

15. М.А. Лившиц, А.Р. Осокин, А.Н. Шаховская. // Изв. РАН, сер. физич. 2006,70, №10,1463

16. М.А. Лившиц, А.В. Белов // Астрон. журн. 2004,81,732

17. М.А. Лившиц, О.Г. Бадалян // Астрон. журн. 2004, 81,1138

18. Малинецкий Г.Г., Подлазов А.В. // Прикладная нелинейная динамика, 1997,5(5), 89-106

19. Михалас Д. Звездные атмосферы// М:Мир. 1982 4.1 С. 35220.0сокин А.Р., Белов А.В., Лившиц М.А. // Астрономический вестник, 2003,37,1,61-71

20. Осокин А.Р., Лившиц М.А., Чернетский В. А. // Сборник

21. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ ПОСЛЕ СМЕНЫ ЗНАКА ПОЛЯРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА" ГАО РАН, С.-Петербург, 2003,106-11022.0сокин А.Р., Лившиц М.А., Белов А.В. // Астрономический журнал, 2007,84,7,642-654

22. Подлазов А.В., Осокин А.Р. //Математическое моделирование. 2002, .14,2,118-126

23. А.Н. Шаховская, М.А. Лившиц, И.М. Черток // Астрон. журн. 2006, 83, 1128

24. Abramenko,V.I. // Astronomicheskiy Zhurnal, 2001

25. Akabane К. //Publ.Astron.Soc Japan 1956,8, Nos. 3-4

26. Bak, P. //1996 How nature works: the science of self-organized criticality. Springer-Verlag, New York, Inc.

27. Bak P., Tang C., and Wiesenfeld K. // Phys. Rev. 1988A, 38(1), 364-374

28. A.Belov, H.Garsia, V.Kurt, H. Mavomichalaki and M. Gerontidou // Solar. Phys. 2005,229 ,135

29. Biesecker,D. //PhD.thesis,Univ.New.Hampshire, 1994,

30. Brian R. Dennis, Lin et al. // Astrophys. J. 2006

31. Bromund, McTiernan, Kane//ApJ, 1995,455, 733

32. Вгиескпег G. Е., Delaboudiniere J.-P., Howard, R. A., et. al. Geomagnetic storms caused by coronal mass ejections (CMEs)// Geophys. Res. Let. 1998, 25, 3019

33. Cliver, E. et. al. // Proc.22nd Int. Cosmic Roy. Conf., Dublin 3,1991,25

34. Crosby, N. В., Aschwanden, M. J., Dennis, B. R. // Sol. Phys. 1993, 143, 275—299

35. Chertok I.M. // J. Geophys. Res. 2004., 109, A02112

36. Dennis, B.R. // Solar Phys. 1985,100,465

37. Dennis R. A., Schwartz A.K., Tolbert B. R. // Access to BATSE Solar Flare Data for the Solar Physics Community //http://umbra.nascom.nasa.gov/BATSEe/BATSEearchive.html

38. Dougherty B.L., Zirin H., Hsu K. // Caltech preprint (Astrophys. J.) 2002. February P.l-13.

39. Fitzenreiter, R.J., Fainberg, J., and Bundy, R.B. // Solar Phys., 1976,46,465

40. Georgoulis, M. K., Vilmer, N, Crosby, N. B. // 2001, A comparison between statistical properties of solar X -ray flares and avalanche predictions in cellular automata statistical flare models A & A 367, 326—338

41. V.V. Grechnev, V. G. Kurt, I. M. Chertok et al. // Solar Physics, (в печати, 2007)

42. Van Hollebeke, M.A.I., Sung, L.S., and McDonald, F.B. // Solar Phys. 1975, 41,189

43. Hudson H. S„ Lemen J. R., St. Cyr О. C., et al. // Geophys. Res. Lett. 1998, 25 2481

44. Hudson, Peterson, and Schwartz// Astrophys.J. 1969,157, 389

45. I.M. Chertok. // 24th Internat. Cosmic Ray Conf., Rome, 1995, v. 4, pp. 7881 International Union of Pure and Applied Physics.

46. I.M. Chertok.//J. Moscow Phys. Soc., 1997, 7, 31-40

47. Drake J. F. // Solar Phys., 1971,16,15249.1sliker H., Anastasiadis A., and Vlahos L.//A.A, 1998,363,1134

48. Kahler S.W. // Ann.Rev. Astron. Astrophys. 1992,30,113

49. Kassinsky, V. V., Sotnikova, R. Т. // A.& A. Trans. 1997, Vol. 12, 313- 314

50. M.M.Katsova, M.A.Livshits, J.H.M.M.Schmitt //

51. Stellar Coronae in the Chandra and XMM-Newton Era" Eds. Fabio Favata and Jeremy Drake. ASP Conf Ser. 2002, Vol.277,515-520

52. Krasnoselskikh,V., Podladchikova O., Lefebvre В., and Vilmer N. // A&A 2002,382,699-712

53. Krucker,S., Benz, A.O. // ApJ, 1998,501, L213

54. Leprety,F., Carbone,V.,and Veltri,P. // ApJ., 2001,555, L13356.bin, R.P., at al. // Astroph,J. 1984,283,421

55. W.Liu, S.Liu, Y.W.Jiang, V.Petrisian, // RHESSI Observation of Cromospheric vaporation. Astro-ph/0603510v2, 6 June 2006

56. Lu, E. ~T., Hamilton, R. ~J., McTiernan, J. ~M., et ~al. // Ap. J. 1993,412, 841—852

57. Lu, E. Т., Hamilton, R. J. // Ap. J. 1991,380, L89--L92

58. Lu, E. T. // ApJ. 1995,447,416

59. MajumdarS.N., DharD. //J. Phys. A: Math. Gen. 1991. 24, L357-L362

60. A.H.McAllster, M.Dryer, P.Mcintosh et al. // Geophys. Jour. Res. 1996,101, N0.A6, p. 13497

61. A.R. Osokin and A.V. Podlazov // II Nuovo Cimento C, (Italy), 25, September-December, issue 2002: 221-226

62. A.R. Osokin, A.V. Podlazov, V.A. Chernetsky, M.A. Livshits // in: Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity.Eds. A.V.Stepanov, A.G.Kosovichev, E.E.Benevolenskaya. Cambridge Univ.Press. 2005, 477478

63. PaIlavichini R., Tagliaferri G., Stella L„ Stellar flares. // Astron. and Astrophys. 1990, 228,403

64. Parker,E.N. // ApJ, 1988,330,474

65. Parnell, C.E., and Jupp, P.E. // ApJ, 2000,529,554

66. D.H. Pearson et al.//Astrophys. J. 1989,336,1050

67. Andrew. V. Podlazov, Alexei R. Osokin // Astrophysics and Space Science, 2002,282:1-6

68. Reames D.V. // Space Sci. Rev. 1999,90,413

69. Rosner,R. and Viana, G.S. // Astrophys.J, 1978,222,1104

70. Schrijver, C. ~J., Title, A. ~M., van Ballegooijen, A. ~A., et~al. // Ap. J. 1997,487,424

71. Sladkova A.I., Bazilevskaya G.A., Ishkov V.A. et al. // Catalogue of Solar Proton Events 1987-1996. Moscow University Press. 1998. 246.

72. Struminsky et al. // Adv. Space Res. 2006,38,507

73. Svestka Z., Farnik F., Hudson H. S., et al. // Solar Phys. 1995,161, 331-363

74. SvestkaZ.//Solar Phys. 1987, 108,411

75. Schrijver et al. // Ap.J. 1997,487,424

76. Van Den Oord G.H.J., Zuccarello F. // Stellar Surface Structure / Eds Strassmeier K.G., Linsky J. Dordrecht: Kluwer, 1996. P. 433-447.

77. Wang,Н // SolPhys., 1992,140, 85

78. Wheatland, M.S. // ApJ., 2000,536, L109

79. Zhang Y-C. // Phys. Rev. Lett. 1989,63. 5,470-473.