Ускорение частиц в магнитных ловушках и жесткое рентгеновское излучение солнечных вспышек тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

На правах рукописи

УДК 523.98

Богачев Сергей Александрович

УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ В МАГНИТНЫХ ЛОВУШКАХ И ЖЕСТКОЕ РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

Специальность 01.03.02 - Астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА - 2003

Работа выполнена в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга МГУ.

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук, профессор Сомов Б.В.

Официальные оппоненты:.

доктор физико-математических наук Прохоров М.Е. (ГАИШ) кандидат физико-математических наук Ковалев В.А. (ИЗМИРАН)

Ведущая организация

Московский инженерно-физический институт

Защита состоится 13 ноября 2003 г. в 14.00 на заседании диссертационного совета Д 501.001.86 МГУ им. М.В. Ломоносова по адресу: 119899, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13).

Автореферат разослан "_-_2003 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета

кандидат физико-математических наук

С.О. Алексеев

1. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

Солнечные вспышки уникальны с точки зрения многообразия наблюдательных данных, которые они предоставляют для исследования.

Значительная часть полной энергии вспышки освобождается в виде быстрых частиц, порождающих жесткое рентгеновское излучение. Ускорение электронов и ионов является неотъемлемой частью наиболее энергичной, импульсной фазы вспышки и представляет особый интерес. Место и механизм ускорения частиц до сих пор являются предметом дискуссий.

Данные наблюдений, выполненных на искусственном спутнике Земли (ИСЗ) УоЬкоЬ показывают, что во время вспышки формируется несколько источников жесткого рентгеновского излучения (рис. 1). Часть из них возникает в короне в вершинах "вспышечных" петель, а другие располагаются вблизи оснований петель в хромосфере. Хромосферные источники в настоящее время хорошо изучены. Они возникают при торможении в хромосфере быстрых электронов, предварительно ускоренных в короне. Разработанная для хромосферного излучения классическая модель толстой мишени вообще говоря, согласуется с наблюдениями, хотя и требует достаточно высокого темпа инжекции ускоренных электронов.

Природа коронального излучения в жестком рентгеновском диапазоне до сих пор не известна. В настоящее время разработаны три типа моделей: а) тепловое излучение нагретой плазмы; б) прохождение электронов через область повышенной плотности и в) тормозное излучение частиц, удерживаемых в корональной ловушке. Ни одна из них, однако, не является вполне удовлетворительной. Причина в том, что модели, как правило, предлагают лишь качественное описание явления, не

'С.И. Сыроватский, О.П. Шмелева, АЖ, 1972, т. 49, с. 334

13 Запиагу ¡992

17:27.06

06 РеЬгиагу 1992

03:22:34

915 930 945 960 975 990 Хагсзес

17 реЬгиагу 1993

10:35:24

-

. '. ч/ -

Согопа ' «

975 990 X, агезсс

940 955 970 985 1000 1015 X, апаес

04 РеЬгиагу 2000

09:15:34

-895 -885

Рисунок 1: Источники жесткого рентгеновского излучения по данным УоЬкоЬ

подтверждая его строгими вычислениями. Кроме того, большинство авторов изучает корональное рентгеновское излучение как отдельное явление, не уделяя должного внимания его связи с ускорением частиц и с хромосферными источниками, тогда как в настоящее время такая связь не вызывает сомнений.

Вопрос о происхождении коронального излучения является, таким образом, одним из основных в современной физике солнечных вспышек. Построение модели, позволяющей не только описать происхождение

коронального источника, но и установить его связь с другими высокоэнергичными процессами, несомненно, будет способствовать прогрессу в понимании природы вспышек.

Объект и предмет исследования

Объектом исследования является импульсная фаза солнечной вспышки. Основное внимание уделено механизму ускорения частиц и происхождению жесткого рентгеновского излучения, как в короне, так и в хромосфере. Именно эти два вопроса и составляют предмет диссертационной работы.

Цель работы

Общая задача - теоретическое исследование процессов ускорения частиц и жесткого рентгеновского излучения - естественным образом * распалась на несколько отдельных задач:

1. Построить модель коронального источника жесткого рентгеновского излучения, которая объясняет наблюдаемую интенсивность излучения и его главные особенности:

а) источник поднимается вверх со скоростью около 10 км/с,

б) источник имеет две компоненты - нетепловую и квазитепловую,

в) временной профиль излучения состоит из отдельных всплесков продолжительностью несколько секунд.

2. Вычислить спектр хромосферного источника и объяснить наблюдаемую временную корреляцию между изменениями коронального и хромосферного потоков жесткого рентгеновского излучения. Определить связь между интенсивностью излучения из короны и хромосферы.

3. Рассмотреть процесс ускорения электронов и ионов. Объяснить в рамках новой модели следующие его особенности:

а) электроны ускоряются до энергий выше 100 кэВ, а протоны до

энергий выше 100 МэВ за время порядка одной секунды,

б) в отдельных случаях электроны могут достигать энергии в 10 МэВ, а протоны - 1 ГэВ. Процесс ускорения в этом случае может занимать несколько секунд.

4. Определить связь между интенсивностью жесткого рентгеновского излучения и характеристиками корональной ударной волны.

Научная новизна

1. В рамках модели коллапсирующей магнитной ловушки изучен процесс ускорения частиц. Показано, что ускорение ионов более эффективно, чем электронов. Такой результат является новым по сравнению с общепринятыми механизмами, в которых ускорение обратно пропорционально массе.

2. Исследован вопрос о скорости подъема вверх коронального источника жесткого рентгеновского излучения. Для объяснения } предложен и обоснован новый режим ударной волны, при котором плазма

за фронтом не успевает нагреться до сколь либо значимых температур из-за теплопроводности и динамического расширения. Показано, что только в рамках такого подхода скорость фронта согласуется со скоростью источника. Остальные режимы, включая изотермический, противоречат наблюдениям.

3. Рассмотрена новая модель коронального источника жесткого рентгеновского излучения (рис. 2). Определен его спектр и временные характеристики. Сделаны оценки для темпа инжекции электронов, требуемого, чтобы сформировать излучение наблюдаемой интенсивности.

4. Определена связь между интенсивностью коронального и хромосферного источников. Показано, что спектр жесткого рентгеновского излучения можно описать, используя два независимых параметра: число инжектированных частиц N и скачок поля на магнитных зеркалах ловушки Я.

Область пересоединения

Рисунок 2: Образование магнитных ловушек и формирование источников жесткого рентгеновского излучения

Теоретическая и практическая значимость

Теоретическая значимость исследования состоит в том, что в рамках новой единой модели изучено сразу несколько явлений, характерных для импульсной фазы солнечной вспышки, начиная от ускорения частиц и заканчивая жестким рентгеновским излучением. Такой подход позволяет лучше понять внутренние связи между этими процессами и дает возможность сравнить их временные, пространственные и энергетические характеристики.

Основные положения работы не ограничиваются вспышками на Солнце и могут быть применены к другим явлениям в космической плазме. Так, например, математический аппарат, разработанный для описания ускорения частиц в корональной ловушке, может быть использован и для магнитосферы Земли. Не до конца исчерпаны и возможности использования модели в атмосфере Солнца. В частности, с ее помощью можно исследовать всплески радиоизлучения, наблюдаемые во время импульсной фазы вспышки. Кроме того, изучение анизотропии в распределении частиц на выходе из ловушки может быть ключом к объяснению частичной поляризованности наблюдаемого излучения. Представляет значительный интерес и вопрос о возможности убегания частиц из ловушки в межпланетное пространство. Не исключено, что именно в этом направлении надо искать объяснение природы необычного изобилия некоторых ионов. Все это говорит о глубоком внутреннем потенциале модели, который раскрыт далеко не полностью.

Личный вклад автора

Автором лично проведены все расчеты и получены все вошедшие в диссертацию результаты. В работах, выполненных с соавторами, все соавторы внесли равный научный вклад.

Апробация

Результаты, приведенные в диссертационной работе, неоднократно докладывались и обсуждались на заседаниях Общемосковского семинара "Космическая электродинамика и физика Солнца"(ГАИШ МГУ). Кроме того, все основные положения работы обсуждались на "Ломоносовских чтениях МГУ-99"и в рамках 14 общероссийского семинара "Космическая электродинамика и физика Солнца". Результаты работы были также доложены на 9-ой европейской конференции по солнечной физике (1999 г), на 33-ей научной ассамблее СОБРАЯ (2000 г) и на конференции стран

СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности" (2003 г).

Основные результаты, выносимые на зашиту

1. Модель ускорения электронов и ионов в солнечной короне, объясняющая следующие наблюдательные особенности:

а) электроны набирают энергию до 1 МэВ, а протоны - до 1 ГэВ за время, не превышающее нескольких секунд.

б) энергия ускоренных во вспышке протонов значительно превышает энергию электронов.

в) часть ускоренных частиц попадает в межпланетное пространство; при этом наблюдается перераспределение относительного содержания ионов по сравнению с корональными значениями.

2. Новая модель коронального источника жесткого рентгеновского излучения.

3. Новый режим ударной волны с быстрым охлаждением плазмы за фронтом. Объяснение наблюдаемой скорости подъема вверх коронального источника жесткого рентгеновского излучения.

4. Механизм формирования тонкой структуры жесткого рентгеновско-

\

го излучения.

5. Формулы, связывающие интенсивность и спектр наблюдаемого излучения с ускорением электронов и темпом их инжекции из пересоединяющего токового слоя.

2. СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения, приложения и списка литературы, содержащего 88 ссылок. Общий объем диссертации составляет 102 страницы, включая 29 рисунков и 9 таблиц.

Первая глава: Дан краткий обзор современного состояния в области изучения жесткого рентгеновского излучения и ускорения частиц.

Приведены наиболее важные данные наблюдений, полученных с помощью рентгеновских телескопов на ИСЗ НнкЛоп и УоЬкоЬ. Обсуждаются преимущества и недостатки существующих моделей.

Вторая глава: Исследуется вопрос о происхождении квазитепловой компоненты коронального источника жесткого рентгеновского излучения. В качестве механизма нагрева рассматривается быстрая ударная волна. Продемонстрировано, что с ее помощью нельзя объяснить наблюдаемую скорость подъема источника. Предложен и обоснован новый режим, учитывающий быстрое охлаждение нагретой за фронтом плазмы. Полученные результаты согласуются с наблюдениями, в отличии от рассмотренных здесь же адиабатических и изотермических разрывов.

В качестве альтернативы исследована возможность формирования коронального источника без ударной волны. Одновременно показано, что с учетом неизбежного охлаждения температура источника не может подняться выше 10 - 30 МК. Такая плазма не способна создать достаточно интенсивное излучение в диапазонах М2 (33-53 кэВ) и Н (53-93 кэВ) спутника УоЬкоЬ. Это указывает на необходимость искать дополнительные механизмы, для формирования жесткого коронального излучения в диапазоне энергий выше 30 кэВ.

Третья глава: Рассматривается ускорение частиц в коллапсирующей магнитной ловушке. Исследуется зависимость ускорения частиц от их начального распределения и характеристик ловушки. Показано, что захваченные электроны с начальной энергией 10 кэВ ускоряются до 1 МэВ за время, не превышающее нескольких секунд.

Продемонстрировано, что в ловушке могут ускоряться не только электроны, но и более тяжелые частицы (протоны и ионы), причем процесс ускорения последних даже более эффективен. Некоторая часть частиц после убегания из ловушки может покинуть корону и попасть в межпланетное пространство. Определен спектр таких частиц и их относительное содержание в различных энергетических диапазонах.

Четвертая глава: В приближении тонкой мишени исследуется жесткое рентгеновское излучение из солнечной короны. Его источником, по мнению автора, может быть кулоновское взаимодействие протонов и электронов, удерживаемых в магнитной ловушке (тормозное излучение). Показано, что в рамках такого подхода можно объяснить не только наблюдаемую интенсивность коронального излучения, но и его тонкую структуру (рис. 3). Исследован вопрос от связи между мощностью источника и свойствами магнитной ловушки. Определено, какой темп инжекции частиц из токового слоя необходим для формирования источника наблюдаемой интенсивности.

Пятая глава: Рассматривается процесс формирования жесткого рентгеновского излучения в хромосфере Солнца. Предполагается, что излучение возникает при торможении ускоренных электронов, высыпающихся из корональной ловушки. Модель построена в приближении классической толстой мишени с непрерывной инжекцией. Такой подход является общепринятым и предполагает, что высыпающиеся в хромосферу электроны тормозятся в ней за время существенно меньшее, чем продолжительность инжекции. Распределение высыпающихся частиц по энергиям в этом случае обычно предполагается неизвестным и либо выбирается произвольно, либо определяется, исходя из наилучшего согласования с результатами наблюдений жесткого рентгеновского излучения.

В отличие от традиционного рассмотрения, которое не является самосогласованным, в данной работе сначала исследуется процесс ускорения частиц в короне и лишь потом изучается их инжекция в хромосферу. Спектр высыпающихся частиц в новой модели точно вычислен, что делает полученные результаты более достоверными. Такой подход, кроме того, позволяет определить зависимость хромосферного излучения от условий ускорения частиц в короне.

Показано, как интенсивность рентгеновского излучения зависит от

Область пересоединения

Рисунок 3: Формирование тонкой структуры жесткого рентгеновского излучения

характеристик ударной волны. Одновременно исследован вопрос о связи между корональным и хромосферным излучением. Проведено сравнение соответствующих потоков.

Шестая глава: Исследуется область применимости модели, в частности роль кулоновских столкновений. Показано, что в момент захвата плазма является почти бесстолкновительной. В ходе коллапса ловушки частота кулоновских столкновений уменьшается. Обсуждаются возможные механизмы возникновения электрического

поля. Продемонстрировано, что в бесстолкновительном приближении в ловушке отсутствуют условия для разделения зарядов, если предположить, что начальные угловые распределения частиц всех видов совпадают. Сделаны оценки для дебаевского радиуса. Полученное значение заметно меньше, чем характерный размер ловушки.

Приложение: Обсуждаются вопросы формирования коронального источника и ускорения частиц в отсутствие ударной волны. Показано, что возникающий в этом случае недобор энергии на зеркалах в точности компенсируется приростом энергии за счет бетатронного эффекта. Общая эффективность ускорения, которую мы понимаем, как отношение конечной энергии частицы к ее начальной энергии, не меняется.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Богачев С.А., Сомов Б.В., Масуда С. // О скорости перемещения источника жесткого рентгеновского излучения в солнечной короне. -Письма в АЖ. - 1998. - Т. 24. - No 8. - С. 631

2. Богачев С.А., Сомов Б.В. //О природе жесткого рентгеновского излучения в солнечной короне во время вспышки. - Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. - 1999. - No. 4. - С. 46

3. Somov B.V., Litvinenko Y.E., Kosugi Т., Sakao Т., Masuda S., Bo-gachev S.A. // Coronal hard X-ray in solar flares: Yohkoh odservations and interpretation. In: "Magnetic Field and Solar Processes". Proc. 9th European Meeting on Solar Physics. - 1999. - P. 701

4. Богачев C.A., Сомов Б.В. // Задача об ускорении электронов в коллапсирующей ловушке. - Изв. РАН., Серия физич. - 1999. - Т. 63. -No 8. - С. 1555

5. Сомов Б.В., Косуги Т., Богачев С.А. // Жесткое рентгеновское излучение солнечной короны. - Изв. РАН., Серия физич. - 2000. - Т. 64. -No. 8. - С. 1823

6. Богачев С.А., Сомов Б.В. // Ускорение заряженных частиц в коллапсирующих магнитных ловушках в солнечных вспышках. - АЖ. -2001. - Т. 78. - No. 2. - С. 187

7. Somov B.V., Henoux J.-C., Bogachev S.A.// Is it possible to accelerate ions in collapsing magnetic traps? - Adv. Space Res. - 2002. - V. 30. - No. 1. -P. 55

8. Сомов Б.В., Богачев C.A. // О бетатронном эффекте в коллапсирующих магнитных ловушках. - Письма в АЖ. - 2003. - Т. 29. -No 9. - С. 701

Подписано в печать 09,10. 200£года. Заказ N9 ТО . Формат 60хЭ0/16. Усл. печ. л. . Тираж экз. Отпечатано на ризографе в отделе оперативной печати и информации Химического факультета МГУ.

í^o/S HÉ 16 0 7 8

Введение.

1 Жесткое рентгеновское излучение в солнечных вспышках

Обзор литературы)

1.1 Некоторые данные наблюдений и их интерпретация.

1.2 Теоретические модели.

1.3 Ускорение частиц во время солнечной вспышки

1.3.1 Ускорение электронов.

1.3.2 Ускорение ионов.

2 Квазитепловая компонента коронального источника жесткого рентгеновского излучения. Быстрая ударная волна

2.1 Постановка задачи. Поперечная ударная волна.

2.2 Решение уравнений в общем виде.

2.3 Охлаждение плазмы за фронтом ударной волны.

2.4 Изотермическая ударная волна.

3 Ускорение частиц в корональной магнитной ловушке

3.1 Постановка задачи. Ускорение отдельных частиц.

3.1.1 Ускорение электронов.

3.1.2 Ускорение протонов и ионов.

3.1.3 Убегание частиц из ловушки.

3.2 Изменение макроскопических параметров плазмы.

3.2.1 Полное число частиц и их концентрация

3.2.2 Изменение функции распределения

3.3 Спектр частиц, высыпающихся из ловушки.

3.3.1 Высыпание частиц в хромосферу. 3.3.2 Убегание частиц в межпланетное пространство

4 Жесткое рентгеновское излучение из короны

4.1 Постановка задачи. Тонкая мишень.

4.2 Излучение захваченных электронов.

4.3 Зависимость излучения от характеристик ударной волны

5 Жесткое рентгеновское излучение из хромосферы

5.1 Постановка задачи. Толстая мишень.

5.2 Решение уравнений.

5.3 Зависимость излучения от характеристик ударной волны

5.4 Сравнение излучения из хромосферы и короны.

6 Область применимости модели

6.1 Условие формирования ударной волны

6.2 Влияние электрического поля на движение частиц.

6.3 Кулоновские столкновения частиц.

Солнечные вспышки уникальны с точки зрения многообразия наблюдательных данных, которые они предоставляют для исследования [70].

Значительная часть полной энергии вспышки освобождается в виде ускоренных частиц, порождающих жесткое рентгеновское излучение. Ускорение электронов и ионов является неотъемлемой частью наиболее энергичной, импульсной фазы вспышки и представляет особый интерес. Место и механизм ускорения частиц до сих пор являются предметом дискуссий.

Данные наблюдений, выполненных на искусственном спутнике Земли (ИСЗ) УоЬкоЬ, показывают, что во время вспышки формируется несколько источников жесткого рентгеновского излучения. Часть из них возникает в короне в вершинах "вспышечных"петель, а другие располагаются вблизи оснований петель в хромосфере. Хромосферные источники в настоящее время хорошо изучены. Они возникают при торможении в хромосфере быстрых электронов, предварительно ускоренных в короне. Разработанная для хромосферного излучения классическая модель толстой мишени [11], вообще говоря, согласуется с наблюдениями, хотя и требует очень много ускоренных электронов.

Природа коронального излучения в жестком рентгеновском диапазоне до сих пор не известна. В настоящее время разрабатываются три типа моделей: а) тепловое излучение нагретой плазмы; б) прохождение электронов через область повышенной плотности и в) тормозное излучение частиц, удерживаемых в корональной ловушке. Ни одна из них, однако, не является вполне удовлетворительной. Причина в том, что модели, как правило, предлагают лишь качественное описание явления, не подтверждая его строгими вычислениями. Кроме того, большинство авторов изучает корональное рентгеновское излучение как отдельное явление, не уделяя должного внимания его связи с ускорением частиц и с хромосферными источниками, тогда как в настоящее время такая связь не вызывает сомнений.

Вопрос о происхождении коронального излучения является, таким образом, одним из основных в современной физике солнечных вспышек. Построение модели, позволяющей не только описать происхождение коронального источника, но и установить его связь с другими высокоэнергичными процессами, несомненно, будет способствовать прогрессу в понимании природы вспышек.

Объект и предмет исследования

Объектом исследования является импульсная фаза солнечной вспышки. Основное внимание уделено ускорению частиц и происхождению жесткого рентгеновского излучения, как в короне, так и в хромосфере. Именно эти два момента и составляют предмет диссертационной работы.

Цель работы

Общая задача - теоретическое исследование ускорения частиц и жесткого рентгеновского излучения - естественным образом распалась на несколько отдельных задач, которые можно сгруппировать следующим образом:

1. Построить модель коронального источника жесткого рентгеновского излучения, которая объясняет наблюдаемую интенсивность излучения и его главные особенности: а) источник поднимается вверх со скоростью около 10 км/с, б) источник имеет две компоненты - нетепловую и квазитепловую, в) временной профиль излучения состоит из отдельных всплесков продолжительностью несколько секунд.

2. Вычислить спектр хромосферного источника и объяснить наблюдаемую временную корреляцию между изменениями коронального и хромосферного потоков жесткого рентгеновского излучения. Определить связь между интенсивностью излучения из короны и хромосферы.

3. Рассмотреть процесс ускорения электронов и ионов. Объяснить в рамках новой модели следующие его особенности: а) электроны ускоряются до энергий выше 100 кэВ, а протоны до энергий выше 100 МэВ за время порядка одной секунды, б) в отдельных случаях электроны могут достигать энергии в 10 МэВ, а протоны - 1 ГэВ. Процесс ускорения в этом случае может занимать несколько секунд.

4. Определить связь между интенсивностью жесткого рентгеновского излучения и характеристиками корональной ударной волны.

Научная новизна

1. В рамках модели коллапсирующей магнитной ловушки изучен процесс ускорения частиц. Показано, что ускорение ионов более эффективно, чем электронов. Такой результат является новым по сравнению с общепринятыми механизмами, в которых ускорение обратно пропорционально массе.

2. Исследован вопрос о скорости подъема вверх коронального источника жесткого рентгеновского излучения. Для объяснения предложен и обоснован новый режим ударной волны, при котором плазма за фронтом не успевает нагреться до сколь либо значимых температур из-за теплопроводности и динамического расширения. Показано, что только в рамках такого подхода скорость фронта согласуется со скоростью источника. Остальные режимы, включая изотермический, противоречат наблюдениям.

3. Рассмотрена новая модель коронального источника жесткого рентгеновского излучения. Определен его спектр и временные характеристики. Сделаны оценки для темпа инжекции электронов, требуемого, чтобы сформировать излучение наблюдаемой интенсивности.

4. Определена связь между интенсивностью коронального и хромосферного источников. Показано, что спектр жесткого рентгеновского излучения можно описать, используя два независимых параметра: число инжектированных частиц N и скачок поля на магнитных зеркалах ловушки Я.

Теоретическая и практическая значимость

Теоретическая значимость исследования состоит в том, что в рамках новой единой модели изучено сразу несколько явлений, характерных для импульсной фазы солнечной вспышки, начиная от ускорения частиц и заканчивая жестким рентгеновским излучением. Такой подход позволяет лучше понять внутренние связи между этими процессами и дает возможность сравнить их временные, пространственные и энергетические характеристики.

Основные положения работы не ограничиваются вспышками на Солнце и могут быть применены к другим явлениям в космической плазме. Так, например, математический аппарат, разработанный для описания ускорения частиц в корональной ловушке, может быть использован и для магнитосферы Земли. Не до конца исчерпаны и возможности использования модели в атмосфере Солнца. В частности, с ее помощью можно исследовать всплески синхротронного радиоизлучения, наблюдаемые во время импульсной фазы вспышки. Кроме того, изучение анизотропии в распределении частиц на выходе из ловушки может быть ключом к объяснению поляризации наблюдаемого излучения. Представляет значительный интерес и вопрос о возможности убегания частиц из ловушки в межпланетное пространство. Не исключено, что именно в этом направлении надо искать объяснение необычного изобилия некоторых ионов. Все это говорит о внутреннем потенциале модели, который раскрыт далеко не полностью.

Содержание диссертации

Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения и списка литературы, содержащего 88 ссылок. Общий объем диссертации составляет 102 страницы, включая 29 рисунков и 9 таблиц.

Заключение

В диссертации предложена и подробно изучена новая модель ускорения электронов и ионов в короне во время импульсной фазы солнечной вспышки. В рамках модели объяснены следующие наблюдательные особенности солнечной вспышки:

1. Показано, что электроны внутри коллапсирующей магнитной ловушки, расположенной над вспышечной петлей, могут набирать энергию до 1 МэВ, а протоны - до 1 ГэВ за время, не превышающее нескольких секунд.

2. Ускорение тяжелых частиц в коллапсирующей ловушке более эффективно, чем легких. Энергия протонов после убегания из ловушки более чем на порядок превышает энергию электронов.

3. Показано, что часть ускоренных в ловушке частиц может попадать в межпланетное пространство. При этом происходит существенное изменение относительного содержания ионов в различных энергетических диапазонах по сравнению с корональными значениями.

4. Предложен новый режим ударной волны с быстрым охлаждением плазмы за фронтом. Объяснена наблюдаемая скорость подъема вверх коронального источника жесткого рентгеновского излучения.

5. Показаны причины разделения коронального источника на две компоненты. Роль тепловой составляющей играет горячая плазма, сжатая за фронтом ударной волны. Нетепловое излучение возникает при ускорении электронов в магнитной ловушке, расположенной над фронтом.

6. Продемонстрировано, что ускорение частиц внутри корональной ловушки приводит к разделению потока рентгеновского излучения на отдельные всплески продолжительностью в несколько секунд.

В диссертации создана единая модель, которая в рамках общего математического аппарата описала и ускорение частиц, и жесткое рентгеновское излучение из короны и хромосферы. Получены формулы, связывающие интенсивность и спектр наблюдаемого излучения с ускорением электронов и темпом их инжекции из пересоединяющего токового слоя. Исследован вопрос о распределении энергии по рентгеновским диапазонам.

Таким образом все поставленные перед выполнением диссертационной работы цели достигнуты. Все исследованные в работе вопросы, начиная от механизма ускорения частиц и заканчивая происхождением коронального рентгеновского излучения, до сих пор не имели удовлетворительного объяснения и оставались предметом дискуссий.

1. Богачев С.А., Сомов Б.В., Масуда С. ff Письма в АЖ. 1998. - Т. 24. -No 8. - С. 631

2. Богачев С.А., Сомов Б.В.// Вести. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 1999. -No. 4. - С. 46

3. Богачев С.А., Сомов Б.В.// Изв. РАН., Серия физич. 1999. - Т. 63. -No 8. - С. 1555

4. Богачев С.А., Сомов Б.В.// АЖ. 2001. - Т. 78. - No. 2. - С. 187

5. Зельдович Я. В., Райзер Ю.П. Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений. Москва: Наука, 1966

6. Ковалев В.А., Сомов Б.В.// Письма в АЖ. 2002. - Т. 28. - No 7. -С. 554

7. Сомов Б.В., Сыроватский С.И.// УФН. 1976. - Т. 120. - No 2. -С. 217

8. Сомов Б.В.// Изв. РАН., Серия физич. 1999. - Т. 63. - No 8. - С. 1474

9. Сомов Б.В., Косуги Т., Богачев С.А.// Изв. РАН., Серия физич. -2000. Т. 64. - No. 8. - С. 1823

10. Сыроватский С.И.// ЖЭТФ. 1971. - Т. 60. - No. 4. - С. 1727

11. Сыроватский С.И., Шмелева О.П.// АЖ. 1972. - Т. 49. - No. 2. -С. 334

12. Akimov V.V., Belov A.V. et al. Proc. 23rd Int. Cosmic. Rays Conf. -1993. - No. 3. - P. Ill

13. Alfven H., Falthammar G.-G. Cosmical Electrodynamics, Fundamental Principles. London: Oxford University Press, 1963

14. Aschwanden M.J., Hudson H.S. et al.// Astrophys. J. 1996. V. 470. P. 1198

15. Bai Т., Hudson H.S. et al.// Astrophys. J. 1983. - V. 267. - P. 433

16. Brown J.C.// Solar Phys. 1972. - V. 26. - No. 2. - P. 441

17. Chupp E.L., Forrest D.J. et al.// Astrophys. J. Lett. 1982. - V. 263. L. 95

18. Chupp E.L.// Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1984. - V. 22. - P. 359

19. Conway A.J., MacKinnon A.L. et al.// Astron. Astrophys. 1998. V. 331. - P. 1103

20. Debrunner H., Fluckiger E. et al. Proc. 18th Int. Cosmic. Rays Conf. 1983. - No. 4. - P. 75

21. Dennis B.R.// Sol. Phys. 1988. - V. 118. - P. 49

22. Doschek G.A., Strong K.T., Tsuneta S.// Astrophys. J. 1995. - V. 440. P. 370

23. Duijveman A., Hoyng P., Machado M.E.// Sol. Phys. 1982. - V. 81. P. 137

24. Dulk G.A., Kiplinger A.L., Winglee R.M.// Astrophys. J. 1992. V. 389. - P. 756

25. Fermi E.// Astrophys. J. 1954. - V. 119. - No. 1. - P. 1

26. Fletcher L.// Astron. Astrophys. 1995. - V. 303. - P. 9

27. Fletcher L., Martens P.C.H.// Astrophys. J. 1998. - V. 505. - P. 418

28. Hoyng P. et al.// Astrophys. J. -1981. V. 244. - P. 153

29. Hudson H.S. et al.// Astrophys. J. 1994. - V. 422. - P. 25

30. Galper A.M., Zemskov V.M., Luchkov B.I., et al.// Pis'ma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 1994. - V. 59(3). - P. 145

31. Ichimoto K., Hirayama T. et al.// Publ. Astron. Soc. Japan. 1992. -V. 44. - P. 117

32. Jackson J.D. Classical Electrodynamics. New York: John Wiley and Sons, 1975

33. Kane S.R. Coronal Disturbances/ed. by G.Newkirk, IAU Symp., 1974. -No. 57. P. 105

34. Kane S.R., Chupp E.L. et al.// Astrophys. J. Lett. 1986. - V. 300. -L. 95

35. Kosugi T., Somov B.V. Observational Plasma Astrophysics: Five Years of Yohkoh and Beyond/ed. by T. Watanabe, T. Kosugi, A. Sterling: Dordrecht, 1998. P.297

36. Lin R.P.// Rev. Geophys. -1987. V. 25. - P. 676

37. Machado M.E., Ong K. et al.// Adv. Space Res. 1993. - V. 13. - No. 9. -P. 175

38. McKenzie D.E., Hudson H.S.// Astrophys. J. Lett. 1999. - V. 519(11). -L. 93

39. Mandzhavidze N., Ramaty R.// Nucl. Phys. 1993. - V. 33. - P. 141

40. Mandzhavidze N., Ramaty R. et al. High Energy Solar Physics: New York, 1996

41. Mariska J.T., Sakao T., Bentley R.D.// Astrophys. J. 1996. - V. 459. -P. 815

42. Mason G.M., Mazur J.E. et al.// Astrophys. J. 1994. - V. 425. - P. 843

43. Masuda S., Kosugi T. et al.// Nature. 1994. - V. 371. - P. 495

44. Masuda S. Ph.D. Thesis: University of Tokyo, 1994

45. Masuda S., Kosugi T. et al.// Publ. Astron. Soc. Japan. 1995. - V. 47. -P. 677

46. Masuda S., Kosugi T., Hudson H.S.// Solar Physics. 2001. - V. 204. -P. 55

47. Masuda S., Kosugi T. et al. Observational Plasma Astrophysics: Five Years of Yohkoh and Beyond/ed. by T. Watanabe, T. Kosugi and A.C. Sterling, 1998. P. 259

48. Mazur J.E., Mason G.M., Klecker B., McGuire R.E.// Astrophys. J. -1992. -V. 401. P. 398

49. Melrose D.B., Brown J.C.// MNRAS. 1976. - V 176. - P. 15

50. Metcalf T.R., Alexander D.// Astrophys. J. 1999. - V. 522. - P. 1108

51. Miller J.A.// Eos Trans. AGU. 1995. - V. 376. - L. 342

52. Murphy R.J., Dermer C.D., Ramaty R.// Astrophys. J. Suppl. 1987. -V. 63. - P. 721

53. Murphy R.J., Ramaty R. et al.// Astrophys. J. 1991. - V. 371. - P. 793

54. Persson H.D.// Phys. Fluids. 1963. - V. 6. - P. 1756

55. Pike C.D., Phillips, K.J.H. et al.// Astrophys. J. 1996. - V. 464. - P. 487

56. Petrosian V.J., McTiernan M., Marschhauser H.// Astrophys. J. 1996. -V. 434. - P. 747

57. Petrosian V.J., Donaghy T.Q.// Astrophys. J. 2002. - V. 569. - P. 459

58. Priest E.R. Solar Flare Magnetohydrodynamics. New York: Gordon and Breach, 1979

59. Ramaty R.B., Kozlovsky B., Lingenfelter R.E.// Astrophys. J. Suppl. -1979. V. 40. - R 487

60. Ramaty R., Murphy R.J.// Space Sci. Rev. 1987. - V. 45. - P. 213

61. Ramaty R., Mandzhavidze N. et a 1.// Adv. Space Res. 1993. - V. 13 -No. 9. - P. 275

62. Ramaty R., Mandzhavidze N. High Energy Solar Phenomena. New York: AIP Press, 1994

63. Reames D.V.// Astrophys. J. Suppl. 1990. - V. 73. - P. 235

64. Reames D.V., Richardson I.G., Wenzel K.-P.// Astrophys. J. 1992. -V. 387. - P. 715

65. Reames D.V., Meyer J-P., von Rosenvinge T.T.// Astrophys. J. Suppl. -1994. V. 90. - P. 649

66. Rieger E.// Astrophys. J. Suppl. 1994. - V. 90. - P. 645

67. Shibata K., Masuda S. et al.// Astrophys. J. 1995. - V. 451. - P. 83

68. Simmnet G.M.// Sol. Phys. 1986. - V. 106. - P. 165

69. Smith D.F., Brecht S.H.// Sol. Phys. 1994. - V. 153. - P. 337

70. Somov B.V. Physical processes in solar flares. Dordrecht: Kluwer Academic Publ., 1992

71. Somov B.V. Cosmic plasma physics. Dordrecht: Kluwer Academic Publ., 2000

72. Somov B.V., Kosugi T.// Astrophys. J. 1997. - V. 485. - P. 859

73. Somov B.V., Kosugi T., Sakao T.// Astrophys. J. 1998. - V. 497. -P. 943

74. Somov B.V., Litvinenko Y.E., Bogachev S.A. et al. Proc. 9th European Meeting on Solar Physics (Magnetic Fields and Solar Processes) ESA SP-448. - 1999. - P. 701

75. Somov B.V., Henoux J.-C., Bogachev S.A.// Adv. Space Res. 2002. -V. 30. - No. 1. - P. 55

76. Spicer D.S., Emslie A.G.// Astrophys. J. 1988. - V. 330. - P. 997

77. Takakura T. et al.// PASJ. 1993. - V. 45. - P. 737

78. Takakura T., Kosugi T. et al.// Publ. Astron. Soc. Japan. 1995. -V. 47. - P. 355

79. Ugai M.// Phys. Plasmas. 1996. - V. 3. - P. 4172

80. Tsuneta S. et al.// Astrophys. J. 1984. - V. 284. - P. 827

81. Tsuneta S., Hara H. et al.// Publ. Astron. Soc. Japan. 1992. - V. 44. -P. 63

82. Tsuneta S., Masuda S. et al.// Astrophys. J. 1997. - V. 478. - P. 787

83. Tsuneta S., Naito T.// Astrophys. J. Lett. 1998. - V. 495. - L. 67

84. Takakura T., Kosugi T. et al.// Publ. Astron. Soc. Japan. 1995. -V. 47. - P. 355

85. Ugai M.// Phys. Plasmas. 1996. - V. 3. - P. 4172

86. Vilmer N., Kane S.R., Trottet G.// Astron. Astrophys. 1982. - V. 108. -P 306

87. Wheatland M.S., Melrose D.B.// Sol. Phys. 1995. - V. 158. - P. 283

88. Yokoyama T., Shibata K.// Astrophys. J. 1997. - V. 474. - P.61