Ускорение электронов и ионов во вспышках и источники рентгеновского излучения в атмосфере Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Физический институт им П Н Лебедева Российской академии наук

На правах рукописи УДК 523 98

г

УСКОРЕНИЕ ЭЛЕКТРОНОВ И ИОНОВ ВО ВСПЫШКАХ И ИСТОЧНИКИ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА

Специальность 01 03 02 - Астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

МОСКВА - 2007

003066541

Работа выполнена

в Физическом институте им П Н Лебедева РАН (ФИАН)

Научный консультант:

проф Сомов Борис Всеволодович (ГАНШ МГУ)

Официальные оппоненты:

проф Курт Владимир Гдалевич (АКЦ ФИАН)

д ф -м н Степанов Александр Владимирович (ГАО РАН)

д ф -м н Алтынцев Александр Тимофеевич (ЙСЗФ СО РАН)

Ведущая организация:

Научно-исследовательский институт ядерной физики им Д В Скобельцына (НИЙЯФ МГУ)

Защита состоится- Я?" 2007 г на заседании диссертационного совета Д002 023 01 Физического института им ПН Лебедева РАН по адресу 119991, Москва, Ленинский проспект, д 53

С диссертацией можно ознакомиться

в библиотеке Физического института им ПН Лебедева РАН

Автореферат разослан: " " 2007 г

Ученый секретарь

диссертационного совета Д002.023.01

дф-мн ю А Ковалев

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Диссертация содержит результаты экспериментальных и теоретических исследований высокотемпературной плазмы и ускоренных во вспышках электронов и ионов на основе данных отечественных и зарубежных космических экспериментов по изучению рентгеновского излучения Солнца Показана необходимость учета эффектов удержания и ускорения частиц в коллапсирующих магнитных ловушках для согласования теоретических моделей с результатами спутниковых наблюдений в рентгеновском диапазоне Развит комплексный подход к исследованию коронального и хромо-сферного энерговыделения во вспышках

Актуальность темы

Физика Солнца и солнечно-земных связей - одно из приоритетных, а по степени влияния Солнца на нашу жизнь, возможно, самое приоритетное направление современной астрофизики

В настоящее время считается общепринятым, что источником огромной энергии, которая выделяется в короне во время вспышек, является магнитное поле Механизм преобразования энергии поля в кинетическую энергию частиц хорошо известен Это - магнитное пересоединение, которое лежит в основе большинства моделей, описывающих активные солнечные явления вспышки, выбросы горячей плазмы, эрупцию протуберанцев и другие [1]

Согласно современным представлениям пересоединение происходит в короне в областях, где взаимодействуют потоки поля противоположной направленности Теоретические модели хорошо описывают поведение плазмы в области пересоединения [2, 3, 4, 5] Происходящая здесь диссипация магнитного поля приводит к разогреву плазмы до температуры тридцать и даже сто миллионов градусов Кельвина Одновременно происходит ускорение заряженных частиц до энергий, превышающих их

начальные значения в сотни и тысячи раз [6] Ускоренные электроны движутся вдоль пересоединенных линий поля в сторону хромосферы, где быстро тормозятся и производят потоки рентгеновского излучения Ко-рональную область, в которой происходит ускорение частиц, принято называть областью первичного энерговыделения, а область в хромосфере и фотосфере, где частицы отдают свою энергию - областью вторичного энерговыделения [7]

Исследование первичных процессов, происходящих в короне, является первостепенным для понимания природы вспышек Несмотря на это, длительное время акцент делался на изучении вторичных проявлений вспышки в хромосфере Этому способствовали объективные факторы, главным образом то, что до последнего времени отсутствовали возможности для наблюдения высокоэнергичных процессов в короне

Ситуация изменилась в последние два десятилетия в связи с интенсивным развитием спутниковой астрономии, а также появлением современных полупроводниковых приемников излучения (особенно, ПЗС-матриц), позволяющих регистрировать жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца с пространственным разрешением до 1 угловой секунды В 1993-1994 годах наблюдения, осуществленные с помощью японского спутника УоЬкоЬ [8], показали существование в короне компактных источников жесткого рентгеновского излучения Их положение, в целом, совпало с предсказаниями теории пересоединения [9] Впоследствии, эти наблюдения были подтверждены американским спутником КНЕББ!, запущенным в 2002 году и продолжающим исследования Солнца в настоящее время [10]

Нагрев плазмы солнечной атмосферы до температуры 10 млн К и выше неоднократно наблюдался в экспериментах на геодезических ракетах [И], а также на борту советских [12, 13] и американских [14, 15] космических аппаратов еще в 1960-х - начале 1970-х годов Было установлено, что плазма такой температуры формируется в активных областях,

расположенных над кальциевыми флоккулами [16] Косвенные методы, такие как наблюдения во время затмений, показали, что области горячей плазмы находятся в короне на высоте около 20 ООО км над солнечным диском [17] Более точная информация о местоположении высокотемпературных рентгеновских источников была недоступна из-за низкого пространственного разрешения наблюдений

Современные спутниковые эксперименты позволили непосредственно наблюдать и исследовать источники рентгеновского излучения в короне В 1992 году телескоп БХТ [18] на борту спутника УоЬкоЬ впервые предоставил изображения горячих рентгеновских источников, расположенных в короне над вершинами вспышечных петель [19] Эти данные были затем подтверждены другими наблюдениями УоЬкоЬ, продолжавшимися до декабря 2001 года [20] После 2001 года исследования горячей плазмы в короне осуществлял комплекс космических телескопов СПИРИТ на борту российского спутника КОРОНАС-Ф [21] Благодаря СПИРИТ был обнаружен новый класс корональных объектов - крупномасштабные области горячей плазмы с временами жизни намного превышающими времена их теплопроводного и лучистого охлаждения [22, 23]

В настоящее время перед научным сообществом стоит задача развития теории вспышек и пересоединения на основе наблюдений первичного энерговыделения в короне Такие наблюдения в рентгеновском диапазоне в последнее десятилетие осуществляли три космических аппарата зарубежные спутники УоЬкЖ и ГШЕ881 и российский спутник КОРОНАС-Ф Экспериментальное и теоретическое исследование данных, полученных этими космическими аппаратами, является актуальной задачей, решение которой обеспечит прогресс в понимании вспышек

Объект исследования

Ускоренные частицы, источники рентгеновского излучения и области горячей плазмы в короне и хромосфере

Предмет исследования

Механизмы ускорения частиц в коллапсирующих магнитных ловушках в короне Солнца и свойства и происхождение рентгеновского излучения вспышек

Цель исследования

Экспериментальное изучение и интерпретация результатов спутниковых исследований Солнца в мягком и жестком рентгеновских диапазонах, проведенных на космических аппаратах УоЬкоЬ, ЕНЕ881 и КОРОНАС-Ф

Задачи исследования

Для достижения поставленной цели потребовалось решить следующие основные задачи

1 Теоретически исследовать процесс ускорения электронов и ионов в коллапсирующих магнитных ловушках в условиях короны Солнца

2 Определить число, концентрацию, эффективную температуру, интегральную кинетическую энергию, меру эмиссии и другие характеристики захваченных электронов как функции размера ловушки

3 Решить задачу преобразования спектров, а именно по заданному спектру инжекции электронов из области пересоединения рассчитать

• энергетическое распределение электронов внутри ловушки,

• спектр потока электронов, высыпающихся из ловушки в хромосферу,

• распределение ускоренных электронов в хромосфере

4 Дать объяснение наиболее распространенным спектрам жесткого рентгеновского излучения вспышек тепловым, степенным и двухстепенным спектрам

5 Рассчитать поток и спектр жесткого рентгеновского излучения из ко-рональных и хромосферных источников Определить число электронов, необходимых для формирования излучения наблюдаемой интенсивности

6 Дать интерпретацию корональным источникам мягкого рентгеновского излучения, наблюдавшимся комплексом телескопов КОРОНАС-Ф/СПИРИТ [22] Определить времена жизни и преимущественные места формирования источников Рассчитать поток энергии, необходимый для нагрева источников до наблюдаемой температуры

7 Объяснить противоречие между стандартной двухмерной моделью вспышки и результатами наблюдений в жестком рентгеновском диапазоне, согласно которым движение источников излучения в хромосфере не согласуется с двухмерной моделью магнитного пересоединения [24]

Научная новизна

1 Разработана новая модель ускорения заряженных частиц в атмосфере Солнца Согласно модели электроны и ионы из области пересоединения частично захватываются в короне внутри уменьшающихся трубок пересоединенного магнитного поля - коллапсирующих магнитных ловушек Захваченные частицы ускоряются бетатронным механизмом и механизмом Ферми и производят интенсивное рентгеновское излучение, обнаруженное спутником УоЬкоЬ Тяжелые частицы в ловушках ускоряются до больших энергий, чем легкие Преимущественное ускорение ионов по сравнению с электронами установлено из наблюдений [25], но до сих пор не имеет общепринятого объяснения

2 Проведено сравнение эффективности двух основных механизмов ускорения в корональных магнитных ловушках Впервые показано,

что в ловушках с бетатронным ускорением захваченные электроны производят более интенсивное тормозное излучение, чем в ловушках с ускорением Ферми Эффективность ускорения частиц (отношение их конечной и начальной энергий) не зависит от механизма ускорения

3 Рассчитано преобразование спектра частиц при прохождении через корональную ловушку В модели с захватом частиц происходит три последовательных преобразования спектра Одно из них ранее исследовано в модели толстой мишени [26, 27] Впервые показано, что если начальное распределение захваченных электронов является степенным, то электроны внутри ловушки, на выходе из нее и внутри хромосферы также будут иметь степенное распределение Если начальное распределение является тепловым, и доминирует механизм ускорения Ферми, то в ловушке будет сформирован нетепловой спектр, который в области 20-200 кэВ аппроксимируется степенным законом Тем самым установлен новый механизм формирования степенного распределения электронов в короне из исходного теплового распределения

4 Построена аналитическая модель ускорения электронов в корональ-ной ловушке Модель учитывает потери энергии электрона из-за торможения в плазме Ранее задача движения частиц в ловушке с плазмой была аналитически решена только для стационарных ловушек, где отсутствует ускорение частиц [28] Показано, что в условиях короны внутри ловушек не могут быть ускорены электроны с энергией инжекции менее 1 кэВ Поскольку тепловая энергия электронов в короне составляет ~ 0 1 кэВ, то магнитные ловушки наиболее эффективно работают, если являются второй ступенью двухступенчатого механизма ускорения

5 Предложена новая интерпретация двухстепенных спектров жесткого

рентгеновского излучения, неоднократно наблюдавшихся во вспышках [29, 30, 31, 32] Показано, что двухстепенное распределение формируется в коллапсирующих ловушках с плазмой, если начальное распределение электронов в ловушке является степенным Излом спектра происходит в области 1-100 кэВ Его точное положение зависит от плотности фоновой плазмы, времени жизни ловушки и ее пробочного отношения

6 Предложен новый неадиабатический режим быстрой ударной МГД-волны, учитывающий теплопроводное и лучистое охлаждение плазмы за фронтом Ударные волны могут формироваться в короне во время вспышек и быть причиной быстрого нагрева плазмы над петлями Нагретые области наблюдаются как вспышечные источники мягкого рентгеновского излучения в короне

7 Предложен механизм длительного нагрева областей корональной плазмы низкоэнергичными электронами Время жизни таких областей в результате может существенно превышать время их теплопроводного и лучистого охлаждения Рассчитан темп инжекции электронов, необходимый для нагрева 10 36 — 10 37 электронов в секунду

8 Проведено исследование движений источников жесткого рентгеновского излучения в основаниях вспышечных петель Установлено, что регулярное движение источников доминирует над их хаотическим движением в большинстве вспышек Получен новый важный результат - показано, что стандартная двухмерная модель вспышки объясняет только 13 % событий Для остальных вспышек требуется более сложная конфигурация

Теоретическая и практическая значимость

Теоретическая значимость исследования состоит в разработке двух новых моделей, необходимых для интерпретации результатов спутниковых

наблюдений в рентгеновском диапазоне

• модели ускорения частиц в коллапсирующей магнитной ловушке совместно бетатронным механизмом и механизмом Ферми,

• модели неадиабатической быстрой ударной волны с охлаждением плазмы за фронтом

Математический аппарат моделей позволяет применять их к явлениям в солнечной и космической плазме Модель коллапсирующей ловушки может быть полезна при моделировании гиросинхротронного излучения вспышек и для исследования динамики частиц в магнитосфере Земли Области применения неадиабатического режима ударной волны еще более многообразны

Для исследования энерговыделения в атмосфере Солнца теоретическое значение имеет развитый в диссертационной работе подход, когда в рамках одного исследования рассматривается несколько явлений, характерных для импульсной фазы вспышки - ускорение частиц, нагрев плазмы, рентгеновское излучение Это позволяет понять связи между различными проявлениями вспышки и дает возможность сравнить их временные, пространственные и энергетические характеристики

Исследование важно для планирования программы наблюдений российского спутника КОРОН АС-ФОТОН, запуск которого предполагается осуществить в конце 2007 - начале 2008 годов в рамках Федеральной космической программы Российской Федерации

На защиту выносятся

1 Двухступенчатая модель ускорения электронов и ионов в солнечной короне, где первой ступенью является пересоединяющий токовый слой, обеспечивающий ускорение частиц от ~ 0 1 кэВ до 10 кэВ - 1 МэВ, а второй ступенью - коллапсирующая магнитная ловушка,

в которой частицы дополнительно ускоряются бетатронным механизмом и механизмом Ферми и увеличивают энергию до 1 - 100 МеВ

2 Формулы для темпа ускорения, числа, концентрации, углового и энергетического распределения захваченных частиц Результаты сравнения эффективности ускорения частиц бетатронным механизмом и механизмом Ферми

3 Зависимость энергии ускоренной частицы от ее массы, согласно которой тяжелые частицы, протоны и ионы, ускоряются в ловушке до больших энергий, чем легкие частицы, электроны

4 Решение задачи преобразования спектра электронов при прохождении через корональную область захвата Механизм формирования степенных спектров электронов в бесстолкновительных магнитных ловушках и двухстепенных спектров в ловушках с фоновой плазмой

5 Механизм формирования источников жесткого рентгеновского излучения в короне и хромосфере, согласно которому электроны, захваченные в ловушку, создают излучение над вершиной вспышечной петли, а электроны, высыпающиеся из ловушки, формируют источники излучения в ее основаниях Формулы для расчета спектра и интенсивности излучения как функций времени

6 Результаты исследования долгоживущих источников мягкого рентгеновского излучения в короне по данным эксперимента КОРОНАС-Ф/СПИРИТ Механизм нагрева высокотемпературных корональных областей электронами низких энергий Определение темпа инжекции электронов, 1036 — 10 37 в секунду, и их вероятной энергии, ~ 1 кэВ

7 Механизм формирования мягкого рентгеновского излучения вспышек, согласно которому источником излучения являются высокотемпературные вспышечные области, нагреваемые быстрыми ударными

волнами Новый неадиабатический режим ударной волны, учитывающий лучистое и теплопроводное охлаждение плазмы и объясняющий температуру, плотность и скорость подъема источников

8 Результаты исследования движений хромосферных источников жесткого рентгеновского излучения вспышек Определение основных типов движения, из которых только один согласуется со стандартной двухмерной моделью вспышки Объяснение наблюдаемых движений в рамках трехмерной модели вспышки

Апробация работы

Все результаты, представленные в работе, прошли неоднократную апробацию на отечественных и зарубежных научных конференциях

• Конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", 2-7 июня 2003 года, Нижний Новгород

• Всероссийская Астрономическая Конференция (BAK-2Û04) "Горизонты вселенной", 3-10 июня 2004 г, Москва

• Симпозиум 223 Международного Астрономического Союза "Многоволновые исследования солнечной активности", 14-19 июня 2004, С-Петербург

• 35th COSPAR scientific assembly, July, 18-25, 2004, Paris, Prance

• Научная конференция "КОРОНАС-Ф три года наблюдений активности Солнца 2001-2004 годы", 31 января - 5 февраля 2005 года, Троицк

• Международный симпозиум «Астрономия-2005 состояние и перспективы развития», 1-6 июня 2005 года, Москва

• European Solar Physics Meeting 11 "The Dynamic Sun Challenges for Theory and Observations", September 11-16, 2005, Leuven, Belgium

XXIII съезд по спектроскопии, 17-21 октября 2005 года, Звенигород

• Workshop "X-ray spectroscopy and. plasma diagnostics from the RE-SIK, RHESSI and SPIRIT instruments", December 6-8, 2005, Wroclaw, Poland

• IAU Symposium 233 "Solar Activity and its Magnetic Origin", March 31 - April 04, 2006, Cairo, Egypt

• Научная конференция МГУ "Ломоносовские чтения - 2006", 17-27 апреля 2006 года, Москва

• Международная конференция в НИИ КРАО "Физика Солнца", 11-16 сентября 2006 года, Крым

и специализированных научных семинарах

• "Космическая электродинамика и физика Солнца", семинар ГАИШ МГУ, руководитель - профессор Б В Сомов

• Семинар Отделения оптики ФИАН, руководитель - д ф -м н А В Масалов

• "Астрофизика космических лучей и физика космоса", семинар НИ-ИЯФ МГУ, руководитель - профессор М И Панасюк

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения и списка литературы, содержащего 168 наименований Общий объем диссертации составляет 210 страниц Диссертация содержит 48 рисунков и 3 таблицы

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Первая глава

В первой главе дается краткий обзор современного состояния в области изучения горячей плазмы, теплового и нетеплового рентгеновского излучения и ускоренных частиц Приведены наиболее важные данные наблюдений, полученных с помощью рентгеновских телескопов на ИСЗ УоЬкоЬ, ГШЕ381 и КОРОНАС-Ф Обсуждаются преимущества и недостатки существующих моделей

Вторая глава

Во второй главе развита теория ускорения частиц в коллапсирующих магнитных ловушках в короне Солнца Ловушки формируются из трубок пересоединенного магнитного поля, основания которых находятся в фотосфере (рисунок 1) Каждая трубка удерживает частицы, поскольку напряженность поля в ее основаниях, Вт, больше, чем напряженность поля в вершине, Во Трубки движутся к хромосфере, при этом их длина и поперечное сечение уменьшаются Это приводит к ускорению захваченных частиц одновременно двумя механизмами Ферми при продольном уменьшении ловушки и бетатронным при ее поперечном сжатии Кол-лапсирующие ловушки являются второй ступенью двухступенчатого механизма ускорения и позволяют значительно увеличить энергию частиц, предварительно ускоренных в области пересоединения

Поперечное сжатие ловушки характеризуется величиной Ь = В(£)/В которая меняется от Ъ = 1 до значения Ьт = Вт/Во, при котором ловушка перестает удерживать частицы Длина ловушки, Ь, определяется через параметр I = Ь({)/Ьо, уменьшающийся от единицы до нуля, либо до значения, соответствующего остаточной длине ловушки В этих терминах питч-угол захваченной частицы меняется по закону

tgQ; = ¿v/6tgao (1)

Область перссосдименин

Полное нагт/ченив

Рисунок i: Формирование коллаисирующих магнитных яовушек из иереобединеаиых линий мар Himiaro поля.

питч-угол захваченной частицы меняется по закону

tga = l\Zbtga0 (1)

и при одновременном действии бетатронного механизма и механизма Ферми может как увеличиваться, так и уменьшаться. Кинетическая энергия частицы только увеличивается:

^Ц^ + ^оо) . (2)

Эффективность ускорения частицы характеризуется отношением ее ко-

Ко, кэВ

Рисунок 2 Ускорение протонов и электронов в корональной ловушке Вычисления проведены для Ьт = 100 и вт а0 = 1

дается формулой

К,о К,о \\ тсг I

Согласно (3) энергия К.евс не зависит от механизма ускорения, но различается для частиц разных масс При равной начальной энергии тяжелые частицы ускоряются до бблыних энергий, чем легкие (рисунок 2), что соответствует наблюдениям

Корональную ловушку, удерживающую частицы, можно отождествить с источником жесткого рентгеновского излучения, наблюдающимся в короне во время вспышки Интенсивность излучения зависит от числа частиц, захваченных в ловушку, их концентрации и некоторых других характеристик В диссертационной работе они определены аналитически как функции параметров I и 6

как функции параметров I и b

• число частиц

концентрация частиц

bVbm - Ь

п = п о—, , (5)

• эффективная температура

/ Oft -L. _

• угловое распределение

М = Т( » -ul^ » ^ (7)

4-тг ( sin а + b г cos2 а)

В коллапсирующих ловушках с бетатронным механизмом ускорения (I = 1, Ъ —» Ьт) захваченные частицы достигают больших температур, 6т То против (2 6m + 1) То/3, и больших концентраций, чем в ловушках с ускорением Ферми (Ът = 1, I —> 0) Угловое распределение частиц меняется следующим образом при ускорении Ферми оно вытягивается вдоль оси ловушки, а при бетатронном ускорении растет в области болыпйх питч-углов

В последней части главы выводится формула для меры эмиссии тормозного излучения, формируемого захваченными электронами

ME = ME0l"ffw-ff.a (8)

1 + (bm-b)l2

В ловушках с бетатронным механизмом ускорения электроны формируют более интенсивное тормозное излучение, чем в ловушках с механизмом ускорения Ферми Потоки излучения вблизи максимума всплеска могут различаться более чем на порядок (рисунок 3)

(Ъ~1)/(Ьт-1)

1.0 0.8 0.6 ; 0.4 0.2 0.0

Рисунок 3 Изменение меры эмиссии тормозного излучения в коллапсирующих ловушках разных типов Вычисления проведены для пробочного отношения Ьт = 100

Третья глава

В третьей главе рассматриваются механизмы формирования степенных и двухстепенных распределений частиц в коллапсирующих ловушках Традиционно считается, что формирование степенных распределений в короне происходит в области пересоединения при ускорении частиц электрическим полем Если это верно, и спектр инжекции в ловушку является степенным, /о(/Со) = СоК.^", то степенная форма распределения сохранится и внутри ловушки, независимо от действующего в ней механизма ускорения, бетатронного или Ферми

где

VI + (Ьт-Ь)Р

Ьл/Ът-Ь

^/1-Ъ/Ъ

Фо

С(Ь, /) = Со

/ [

о

Наклон спектра захваченных частиц совпадает с наклоном начального спектра, то есть не меняется при ускорении

Если распределение частиц, поступающих в ловушку, является тепловым, то степенное распределение может быть сформировано внутри ловушки Для этого необходимо выполнение двух условий (1) механизм Ферми доминирует над бетатронным механизмом ускорения и (2) пробочное отношение в ловушке достаточно велико, Ът 10 В этом случае начальное тепловое распределение, соответствующее температуре То, внутри ловушки преобразуется к виду

который в диапазоне 20 — 200 кэВ аппроксимируется степенным законом (рисунок 4)

В этой же главе рассмотрен вопрос о механизмах формирования двухстепенных спектров, наблюдаемых в жестком рентгеновском излучении вспышек Показано, что двухстепенную форму принимает степенное распределение электронов в результате их торможения в плазме При взаимодействии частиц с плазмой традиционно различают два типа мишеней - толстую и тонкую Первая поглощает все поступающие в нее частицы, а вторая не меняет ни их число, ни скорости В диссертационной работе рассмотрено взаимодействие электронов с мишенью конечной толщины, характеризующейся толщиной И и плотностью п, либо просто толщей £ — п1г Показано, что если в мишень поступают электроны со спектром инжекции /о(£о), то внутри мишени их распределение прини-

1 1 1

ехр

сл

-2 -3

-4

-5

-6 -7

1 1 1

■^«-исходное тепловое распределение —

\\сгепенной участок

— 1 \| 1 \ —

10 100 К, кеУ

1000 10000

Рисунок 4 Формирование степенного распределения частиц в коллапсирующей ловушке Вычисления проведены для Ът = 100

мает вид

/(/С) = —/ /о(^Со) т/КоЖо > апгс у

(12)

где Кт - минимальная кинетическая энергия, необходимая для прохождения электрона сквозь мишень,

е4 1пА

Кт — аЪ,п у/2те, а =

(13)

А у/2т~е

а ¿с - среднее время жизни электрона в мишени

Если спектр инжекции является степенным, /о(/С) = С$1С~фо, то согласно (12) внутри мишени формируется двухстепенной спектр Со

/(£) = -

апгс{фо — 1 5] с изломом в точке К = К, т

К1Ъ-*>-{Кг + К1)

2 \ о 75-0 £

(14)

10

1.0

0.1

-и..,-,-,-1----- ---■ | ■ . т- ■ 1 1 1 ■.....-I ' ......

К_йор = 0 69 кэВ \

! Кшш = 0 71 кэВ ■

^ К_тт | .\ 1

*

;___

1

1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.0

Безразмерная длина ловушки

Рисунок 5 Изменение кинетической энергии электрона в коллапсирующей ловушке с фоновой плазмой Пунктирная линия показывает момент попадания в конус потерь Вычисления проведены для = 10 с, п = 109 см~а и сое «о = 0

Формулы для толстой и тонкой мишени могут быть получены как предельные случаи исследованной модели К, <С К. т соответствует толстой мишени, а К К.т - тонкой В первом случае согласно (14) будет сформирован степенной спектр с наклоном ф — фо — 1 5,

1{К,) = С1С-^15\ где с = - (15)

а во втором - спектр с наклоном ф = фо + 0 5,

/(£) = С/С-^+05>, где С = (16)

Л (X ТЬТ £

как и предсказывают соответствующие модели

Рассмотрен важный случай мишени конечной толщины - ловушка с фоновой плазмой Задача движения электрона в такой ловушке решена аналитически Показано, что кинетическая энергия электрона в этом

случае меняется по закону

cos2 а>о + Z2sm2a;o -Р-Х

^3/2 anti ( 2 Z2sm2ao + 2cos2ao\l '

Ч--— l + cosJao- г---(17)

sin ао у v Z2 sin «о + cos2 «о/

и может не только увеличиваться, как в бесстолкновительном случае, но

и уменьшаться (рисунок 5) Фактически, в ловушке с плазмой не могут

быть ускорены электроны, энергия инжекции которых ниже

г ( ,

К-mm = \anti -3У2-- J X

\ Ът sm ao-smao/

(\ 2/3

2 2 Ът — 1 \ . .

1 + cos a0 - cos a0 , == (18)

\rbm(bm -I) J

Поскольку при плотности плазмы 109 см~3 и выше энергия (18) существенно превышает тепловую энергию электронов в короне, то коллапси-рующие ловушки эффективно работают только в качестве второй ступени двухступенчатого механизма ускорения

Если спектр инжекции является степенным, то внутри ловушки формируется двухстепенное распределение частиц (рисунок 6)

7Г/2

f(lC) = -==L= / (к?!2 sm3a + anti) ° sin a da (19) ybm - 1 J V /

Ot esc

Перегиб распределения происходит в точке

>Csi « bm (ani,)3/2 (20)

При концентрации плазмы п = 109 — 1011 см-3 и времени жизни ловушки ti = 10 —100 сек точка перегиба К, si находится в диапазоне 1 —100 кэВ, что соответствует наблюдениям

Кинетическая энергия, кэВ

Рисунок 6 Формирование двухстепенных распределений частиц в коллапсирующих ловушках с фоновой плазмой Вычисления проведены для Ьт = 100 Плотность плазмы п = 10® см-3 Наклон начального распределения фо = 5

Четвертая глава

В четвертой главе излагается решение задачи преобразования спектра электронов при их прохождении через корональную ловушку В модели без захвата частиц основные потери энергии происходят в хромосфере, где электроны быстро тормозятся и меняют свой спектр Задачу преобразования начального распределения электронов, /о(К), в их распределение внутри хромосферы, /з(/С), решает модель толстой мишени

В модели с захватом частиц спектр электронов преобразуется более сложным образом Электроны из токового слоя с распределением /о(К) сначала оказываются захваченными в короне, где их распределение преобразуется и принимает форму fl(lC,l,b) Высыпающиеся из ловушки

электроны формируют поток }%(К,1,Ь), который является непрерывным спектром инжекции в хромосферу Наконец, внутри хромосферы распределение электронов принимает вид /3[К,1,Ь)

В диссертационной работе получены формулы для распределения электронов на всех этапах преобразования

• распределение электронов внутри ловушки

у/1-Ь/Ьт

/!(/С, I, Ъ) = | I/о()САХ) йх, где А, = 1 + , (21)

о

• спектр высыпающихся электронов (спектр инжекции в хромосферу)

/2(/С)=Агг,/0(/САс), где + (22)

"т

г1Ьт-(23)

Ьт^Ь^\2л/Ь{Ьт-Ь)дЬ дЬ ) К '

• распределение электронов внутри хромосферы

1

СО / ч —

°> = Ш1 4(«)

В приложениях физики Солнца важным является случай, когда инжектированные электроны распределены по степенному закону, /о (АС) = Со К. Формулы преобразования (21) - (24) в этом случае существенно упрощаются

• распределение внутри ловушки

у/1-Ь/Ьт

— "Л , где Сх = Со| I йх, (25)

• спектр инжекции в хромосферу

/2(/С) = С2Х:-^, где С2^СоА1ЬА~фо, (26)

• распределение внутри хромосферы

/з(/С) =С3/С15-^, где Сз = Со , (27)

апе (15 — фо)

Степенная форма распределения, таким образом, сохраняется в течение всей цепочки преобразований - внутри ловушки, на выходе из нее и внутри хромосферы Распределения захваченных и высыпающихся электронов имеют одинаковый наклон, который совпадает с наклоном начального распределения Внутри хромосферы распределение становится более жестким на 1 5 единицы, то есть ф — фо — 1 5 Последний вывод аналогичен выводу модели толстой мишени

В этой же главе проведены расчеты спектра и интенсивности жесткого рентгеновского излучения из короны и хромосферы

Согласно модели жесткое рентгеновское излучение в короне создается электронами, захваченными внутри коллапсирующих магнитных ловушек Место формирования излучения - над вспышечными петлями -совпадает с предполагаемым местом захвата и ускорения частиц Спектр излучения в этом случае имеет вид

Ф1 (£х,1,Ъ) = Сх-

у/1-Ь/Ь

где

£х О V /

^ 8огп , „„ „ см3кэВ1!2 . ,

Сх = —;—-—тес = 148 10 --(29)

З^/ше/г с

Для формирования в ловушке жесткого рентгеновского излучения наблюдаемой интенсивности требуется 1028 — 10 30 электронов с энергией

energy [keVJ energy [keV]

Рисунок 7 Экспериментальный (левая панель) и теоретический (правая панель) спектр коронального источника жесткого рентгеновского излучения, наблюдавшегося во вспышке 23 июля 2002 года Результаты эксперимента получены спутником RHESSI ¡32]

выше 10 кэВ Такое и даже большее число электронов за время жизни ловушки может быть произведено в высокотемпературном токовом слое На рисунке 7 приведен пример сравнения теоретического спектра (28) с экспериментальными данными в жестком рентгеновском диапазоне

Заключительная часть главы посвящена расчету спектра жесткого рентгеновского излучения из хромосферы Согласно модели излучение формируется в основаниях вспышечных петель электронами, высыпающимися из корональной ловушки В момент времени, соответствующий заданным параметрам I и 6, спектр хромосферного излучения имеет вид

ОО ОО _

$3(£x,l,b) = Cx^AtiJ J V~zfo{zAc) dzln | + ^ ~ ^ dK (30)

£x 1С V X/

Данная формула получена в приближении классической толстой мишени с непрерывной инжекцией частиц

Пятая глава

В пятой главе изложены результаты исследования движений источников жесткого рентгеновского излучения в хромосфере Стандартная модель вспышки предсказывает, что если источники располагаются в основаниях вспышечной петли, то во время вспышки расстояние между ними должно увеличиваться Длительное время, однако, проверить это предположение не было возможности из-за низкого разрешения наблюдений

Такие возможности появились в 1991 году после запуска японского спутника УоЬкоЬ Его первые наблюдения показали, что в 50 % случаев движение источников жесткого рентгеновского излучения не согласуется со стандартной моделью расстояние между источниками либо не меняется, либо уменьшается со временем Это противоречие до сих пор не было подтверждено или опровергнуто на статистически достоверном уровне

В главе изложены результаты исследования 72-х вспышек, наблюдавшихся телескопом НХТ на борту УоЬкоЬ с 1991 по 2001 год Целью исследования было восстановление траекторий движения источников рентгеновского излучения во вспышках и сравнение этих траекторий с топологией магнитного поля В результате было установлено следующее

• движение источников жесткого рентгеновского излучения в хромосфере складывается из регулярного смещения источника в некотором направлении со скоростью V и хаотического движения, которое характеризуется дисперсией скорости а,

• более чем для 80 процентов источников V > 3 сг, то есть регулярные движения источников доминируют над хаотическими в большинстве случаев,

• удаление источников друг от друга и от разделяющей их нейтральной линии фотосферного магнитного поля наблюдается только в 13 % событий,

1е:09:ЕЛ - 16:22:46 ит

10:30:42 - 10:32:22 1/Г

25-Аиб-01

-16:33:34 Ш

ж

оБиасть переел единения

Рисунок 8: Три основных типа движения источников ИХ Я-ич. ¡учения и хромосфере Солнца и трехмерная модель магнитного пересоединен и н.

• в большинстве случаев источники движутся вдоль нейтральной линии в параллельный (35 %) или антипараллельных (20 %) направлениях, либо показывают Смешанное движение одновременно вдоль и от нейтральной линии (26 %).

Основные типы движения источников показаны на рисунке 8,

Исследование показало, что во нспъппках не наблюдается движение источников но направлению к нейтральной линии магнитного ноля, недопустимое С точки зрения стандартной модели. Уменьшение расстоянии

между источниками всегда возникает по иной причине - из-за движения источников вдоль нейтральной линии навстречу друг другу Во вспышках, где расстояние между источниками не меняется со временем, они обычно перемещаются вдоль нейтральной линии в одном направлении и с совпадающей скоростью Высказано предположение, что такое движение является результатом смещения корональной области ускорения частиц вдоль магнитного сепаратора Для объяснения движения источников в антипараллельном направлении предложена модель трехмерного пересоединения с ненулевой компонентой продольного магнитного поля Показано, что именно такая конфигурация формируется в активных областях под действием фотосферных течений плазмы вихревого и встречного типов

Шестая глава

В шестой главе обсуждаются механизмы формирования и свойства источников мягкого рентгеновского излучения в короне Исследование проводилось на основе данных изображающего спектрогелиометра СПИ-РИТ/М^ХП - единственного инструмента, который в период с 2002 по 2005 год предоставлял монохроматические изображения корональной плазмы с температурой около 10 млн К Инструмент работал на борту российского спутника КОРОНАС-Ф Пространственное разрешение наблюдений составляло около 5", а временное разрешение - менее минуты

Исследование показало, что в короне наблюдается два типа источников мягкого рентгеновского излучения (рисунок 9)

• импульсные компактные источники, формирующиеся во время вспышек над вершинами петель и имеющие короткие времена жизни, обычно не более нескольких десятков минут,

• крупномасштабные источники излучения с временами жизни до нескольких часов, возникающие высоко в короне и не связанные пря-

Рисунок 9: Импульсные и долгож иву uçHé Источники мягкою peu ri оно некого излучения в солнечной короне.

мо со венышечной активностью.

Источники первого типа неоднократно наблюдались во вспышках телескопом SXT на борту спутника Yohkoh, Второй тип впервые обнаружен комплексом КОР ОН Ар Ф/СПИРИТ.

Импульсный иагрсв плазмы а источниках первого типа может осуществляться во врейя вспышки быстрой ударной волной. Такие волны формируются в короне при Столкновении потока плазмы из области перс-соединения с вершиной магнитной петли. Покачано, что iï адиабатическом приближении при скорости потока v = 2000 км/с, его температуре Т = 30 млн. К и плотности п = 2 х 10э см-3 ¡[ад вспышечной петлей должна формироваться область горячей плазмы с температурой 130 млн.

28

Г -----—----—-------—~~ —----- ■ —гт-

К и плотностью 4 х 1010 см-3, распространяющаяся вверх со скоростью около 1000 км/с Эти результаты противоречат наблюдениям Температура горячей области, видимо, не превышает 107 К, а скорость подъема составляет около 10 км/с

Предложен неадиабатический режим ударной волны, в котором учитывается теплопроводное и лучистое охлаждение плазмы за фронтом Показано, что из-за падения газового давления скорость фронта значительно снижается и становится равной 10 — 30 км/с Такие значения гораздо ближе к наблюдаемым, хотя в некоторых случаях все еще превосходят их Для полного совпадения предложено учитывать гидродинамическое расширение плазмы вдоль линий магнитного поля

Показано, что времена жизни источников мягкого рентгеновского излучения второго типа значительно превышают времена их теплопроводного и лучистого охлаждения Такое длительное существование горячей плазмы в короне возможно только при условии ее продолжительного нагрева В короне Солнца его могут осуществлять электроны с энергией около 1 кэВ, которые эффективно тормозятся в плазме с плотностью 109 — 1010 см-3 и обладают энергией, достаточной для увеличения ее температуры до 10 млн К Ускорение электронов должно происходить с темпом не менее 1036 — 10 37 частиц в секунду, что сравнимо с темпом ускорения электронов во вспышках

Основные научные результаты диссертации опубликованы в следующих рецензируемых журналах

1 Богачев С.А., Сомов Б В , Масуда С , "О скорости источника жесткого рентгеновского излучения в короне Солнца", Письма в Астрономический Журнал, Т 24, N0 8, С 631, 1998

2 Богачев С.А , Сомов Б В , "О природе жесткого рентгеновского излучения в солнечной короне во время вспышки", Вестник Московско-

го Университета - Физика Астрономия, No 4, С 46, 1999

3 Богачев С.А., Сомов Б В , "Задача об ускорении электронов в кол-лапсирующей ловушке", Известия РАН - серия физическая, Т 63, No 8, С 1555, 1999

4 Сомов Б В , Косуги Т, Вогачев С.А., "Жесткое рентгеновское излучение солнечной короны", Известия РАН - серия физическая, Т 64, No 9, С 1823, 2000

5 Богачев С.А., Сомов Б В , "Ускорение заряженных частиц в кол-лапсирующих магнитных ловушках во время солнечных вспышек", Астрономический Журнал, Т 78, No 2, С 187, 2001

6 Somov В V , Henoux J -С , Bogachev S.A., "Is it possible to accelerate ions m collapsing magnetic traps?", Advances m Space Research, V 30, No 1, P 55, 2002

7 Сомов Б В , Богачев С А., "О бетатронном эффекте в коллалсиру-ющих магнитных ловушках", Письма в Астрономический Журнал, Т 29, No 9, С 701, 2003

8 Веселовский И С , Панасюк М И , Авдюшин С И , Базилевская Г А , Белов А В , Богачев С.А., Богод В М , "Солнечные и гелиосферные явления в октябре-ноябре 2003 г причины и следствия", Космические Исследования, Т 42, № 5, С 453-508, 2004

9 Somov В V, Kosugi Т , Bogachev S.A., Sakao Т , Masuda S , "Motion of the HXR sources m solar flares Yohkoh images and statistics", Advances m Space Research, V 35, No 10, P 1700, 2005

10 Богачев С.А., Сомов Б В , "Сравнение эффективности бетатрон-ного ускорения и ускорения Ферми в коллапсирующих магнитных ловушках", Письма в Астрономический Журнал, Т 31, No 8, С 537, 2005

11 Somov В V, Kosugi Т , Bogachev S.A., Masuda S , Sakao T , "On upward motions of coronal hard X-ray sources in solar flares", Advances m Space Research, V 35, No 10, P 1690, 2005

12 Veselovsky I S , Dmitriev A V , Zhitmk I A , Zhukov A N , Zel'Dovich M A , Kuzin S V , Naumkm A A , Persiantsev I G , Ryazanov A Yu , Shugai Yu S ,Yakovchuk О S , Bogachev S.A., Shestov S V , "Global Variations and Asymmetry of the Sun During Extremely High Activity in October November 2003", Solar System Research, Volume 39, Issue 3, P 169,2005

13 Богачев C.A., Кузин С В , Житник И А , Урнов А М и Греч-нев В В, "Динамика высокотемпературной плазмы в солнечной короне по наблюдениям комплекса СПИРИТ в линии Mg XII 8 42 А", Астрономический Вестник, Т 39, No 6, С 508, 2005

14 Bogachev S A., Somov В V , Kosugi Т , Sakao Т , "The Motions of the Hard X-Ray Sources m Solar Flares Images and Statistics", Astrophys-lcal Journal, V 630, No 1, P 561, 2005

15 Богачев C.A., Сомов Б В , "Некоторые аналитические и численные модели ускорения частиц в коллапсирующих магнитных ловушках", Известия РАН - серия физическая, Т 70, No 1, С 29-43, 2006

16 Grechnev V V , Uralov А М , Zandanov V G , Rudenko G V , Borovik V N , Grigorieva IY , Slemzin V A , Bogachev S.A., Kuzin S V , Zhit-nik I A , Pertsov A A , Shibasaki К , Livshits M A , "Plasma Parameters m a Post-Eruptive Arcade Observed with CORONAS-F/SPIR1T, Yohkoh/SXT, SOHO/EIT, and m Microwaves", Publications of the Astronomical Society of Japan, V 58, No 1, P 55, 2006

17 Прокудина В С , Сомов Б В, Богачев С.А., Косуги Т, Курильчик В Н , "Изучение взаимосвязи между гектометровыми радиовсплеска-

ми и источниками рентгеновского излучения во вспышке", Известия РАН - серия физическая, Т 70, No 1, С 91, 2006

18 Grechnev V V , Kuzm S V , Urnov A M , Zhitnik IA , Uralov A M , Bo-gachev S.A., Livshits MA et al, "Long-lived hot coronal structures observed with CORONAS-F/SPIRIT m the Mg XII line", Solar System Research, Volume 40, Issue 4, P 286, 2006

19 Khabarova О V , Kuzm S V , Bogachev S.A., Pertsov A A , "Solar flux variations at 175 and 304 A and their relation to solar wind parameters", Solar System Research, Volume 40, Issue 4, P 341, 2006

20 Zhitnik I A , Kuzm S V , Urnov A M , Bogachev S.A., Goryaev F F , Shestov S V , "X-ray and EUV diagnostics of active plasma structures with the RES spectrohehograph m the SPIRIT experiment onboard the CORONAS-F satellite", Solar System Research, Volume 40, Issue 4, P 272, 2006

21 Богачев С.А., Сомов Б В , "Формирование степенных спектров электронов в коллапсирующих магнитных ловушках", Письма в Астрономический Журнал, Т 33, No 1, С 62, 2007

22 Урнов А М , Шестов С В , Богачев С.А., Горяев Ф Ф , Житник И А , Кузин С В , "О пространственно временных характеристиках и механизмах образования мягкого рентгеновского излучения в солнечной короне", Письма в Астрономический Журнал, в печати, 2007

и трудах международных конференций

23 Somov В V , Litvmenko Y Е , Kosugi Т , Sakao Т , Masuda S , Bogachev S.A., "Coronal Hard X-rays m Solar Flares Yohkoh Observations and Interpretation", Magnetic Fields and Solar Processes The 9th European Meeting on Solar Physics, held 12-18 September, 1999, m

Florence, Italy Edited by A Wilson European Space Agency, P 701, 1999

24 Somov B V , Kosugi T , Litvmenko Y E , Sakao T , Masuda S , Bo-gachev S.A., Oreshma A V , Merenkova E Y , "Collisionless Reconnection m the Structure and Dynamics of Active Regions", Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere Highlights from SOHO and Other Space Missions, Proceedings of IAU Symposium 203, edited by Pal Brekke, Bernhard Fleck, and Joseph B Gurman Published by Astronomical Society of the Pacific, P 558, 2001

25 Somov B V , Kosugi T , Bogachev S A., Sakao T , Masuda S , "Motion of the HXR Sources m Solar Flares Yohkoh Images and Statistics", 35th COSPAR Scientific Assembly Held 18 - 25 July 2004, m Pans France , P 13, 2004

26 Somov B V , Bogachev S.A., Kosugi T , Kuril'Chik V N , Prokudina V S , "The comparison of the hard X-ray bursts observed by YOHKOH with long-wave radioemission from INTERBALL-1", Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity, IAU Symposium, Vol 223 Edited by A V Stepanov, E E Benevolenskaya, and A G Kosovichev Cambridge, UK Cambridge University Press, P 669, 2004

27 Bogachev S.A., Slemzm V A , Bugaenko O I, Grechnev V V, Bozhenkov S A , Kuzm S V , Zhitmk I A , Pertsov A A , "First-level data processing for the CORONAS-F/SPIRIT EUV experiment", Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity, IAU Symposium, Vol 223 Edited by A V Stepanov, E E Benevolenskaya, and A G Kosovichev Cambridge, UK Cambridge University Press, P 611, 2004

28 Somov B V , Kosugi T , Masuda S , Sakao T , Bogachev S.A., "On the Upward Motion of the Coronal HXR Sources m Solar Flares Observational and Interpretation Problems", 35th COSPAR Scientific Assembly

Held 18 - 25 July 2004, m Paris, Prance , P 14, 2004

29 Slemzm V A , Grechnev V V , Zhitnik IA , Kuzm S V , Chertok I M , Bogachev S.A., Ignatiev A P , Pertsov A A , Lism D V , "EUV observations of CME-associated eruptive phenomena with the CORONAS-F/SPIRIT telescope/spectroheliograph", Coronal and Stellar Mass Ejections, IAU Symposium Proceedings of the International Astronomical Union 226, Held 13-17 September, Beijing, edited by К Dere, J Wang, and Y Yan Cambridge Cambridge University Press, P 21, 2005

30 Borovik V N , Rudenko G V , Slemzin V A , Stepanov A I, Shibasaki К , Uralov A M , Zandanov V G , Zhitnik I A , Grechnev V V , Bugaenko О I, Bogachev S.A., Grigorieva IY , Kuzm S V , Lesovoi S V , Livshits M A , Pertsov A A , "Observations of a Post-Eruptive Arcade on October 22, 2001 with CORONAS-F, other Spaceborne Telescopes, and m Microwaves", Coronal and Stellar Mass Ejections, IAU Symposium Proceedings of the International Astronomical Union 226, Held 13-17 September, Beijing, edited by К Dere, J Wang, and Y Yan Cambridge Cambridge University Press, P 108, 2005

31 Slemzm V A , Kuzm S V , Bogachev S.A., "Temporal and Spatial Dynamics of Cme-Related Solar Structures from EUV Observations with the Coronas-F and SOHO/EIT Telescopes", Proceedings of the 11th European Solar Physics Meeting "The Dynamic Sun Challenges for Theory and Observations" (ESA SP-600) 11-16 September 2005, Leuven, Belgium Editors D Danesy, S Poedts, A De Groof and J Andries Published on CDROM , P 166, 2005

Список цитируемой литературы

1 Somov В V , "Physical processes m solar flares", Boston Kluwer Academic Publishers, 257 p, 1992

2 Syrovatskn S I, "Pinch sheets and reconnection m astrophysics", Ann Rev Astrophys , V 19, P 163-229, 1981

3 Прист Э , Форбс T, "Магнитное пересоединение", перевод с английского под редакцией В Д Кузнецова и А Г Франка, Москва, Физмат-лит, 2005

4 Somov В V , "Plasma astrophysics Part I, Fundamental and Practice", New York Springer, 2006

5 Somov В V , "Plasma astrophysics Part II, Reconnection and flares", New York Springer, 2006

6 Aschwanden, M J , "Particle acceleration and kinematics m solar flares - A Synthesis of Recent Observations and Theoretical Concepts", Space Science Reviews, v 101, Issue 1, p 1-227, 2002

7 Somov, В V , "Current state of the problem of solar flares New observations and new models", Solar System Research, Volume 40, Issue 2, pp 85-92, 2006

8 Ogawara, Y , Takano, T , Kato, T , Kosugi, T , Tsuneta, S , Watanabe, T , Kondo, I, Uchida, Y, "The Solar-A Mission - an Overview", Solar Physics, v 136, p 1, 1991

9 Masuda, S , "Hard X-ray Sources and the Primary Energy Release Site m Solar Flares", Dissertation, Yohkoh HXT group, NAO, Mitaka, Tokyo, 1994

10 Lin, R P, Dennis, В R, Hurford, G J , Smith, D M , Zehnder, A , Harvey, P R and 60 coauthors, "The Reuven Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI)", Solar Physics, v 210, Issue 1, p 3-32, 2002

11 Friedman, H , "Recent experiments from rockets and satellites", Astronomical Journal, Vol 65, p 264, 1960

12 Васильев Б Н , Житник И А , Корнеев В В и др , " Предварительна результаты исследований Солнца с помощью спутника Космос-166", Космические исследования, Т 6, №3, С 420-431, 1968

13 Вейгман И JI, Вайнштейн Л А , Васильев Б Н и др , "Исследование рентгеновских вспышек на Солнце с помощью спутника Космос-230", Космические исследования, Т 9, №1, С 123-133, 1971

14 Brandt, J С , "OSO-III Preliminary Scientific Results", Solar Physics, Vol 6, p 171, 1969

15 Reeves, E M , Parkinson, W H , "An Atlas of Extreme-Ultraviolet Spec-trohehograms from OSO-IV", Astrophysical Journal Supplement, vol 21, p 1, 1970

16 Mandelstam, S L , "X-Ray Emission of the Sun", Space Science Reviews, vol 4, p 587, 1965

17 Beigman, I L , Grineva, Yu I, Mandelstam, S L , Vamstem, L A , Zitnik, I A , "On the Localization, Size and Structure of the Regions of the X-Ray Flares on the Sun", Solar Physics, Vol 9, p 160, 1969

18 Tsuneta, S , Acton, L , Bruner, M , Lemen, J , Brown, W , Caravalho, R, Catura, R, Freeland, S , Jurcevich, В , Owens, J , "The soft X-ray telescope for the SOLAR-A mission", Solar Physics, vol 136, p 37-67, 1991

19 Tsuneta, S , Masuda, S , Kosugi, T , Sato, J , "Hot and Superhot Plasmas above an Impulsive Flare Loop", Astrophysical Journal v 478, p 787, 1997

20 Tsuneta, S , "Yohkoh Satellite Findings on Solar Flares and Coronal Heating", American Physical Society, April Meeting, Jointly Sponsored with the High Energy Astrophysics Division (HEAD) of the American Astronomical Society, Albuquerque Convention Center Albuquerque, New Mexico Meeting ID APR02, abstract K12 002, 2002

21 Oraevsky, V N , Sobelman, I I, "Comprehensive Studies of Solar Activity on the CORONAS-F Satellite", Astronomy Letters, Volume 28, Issue 6, pp 401-410, 2000

22 Zhitnik, I A , Bugaenko, О I, Ignat'ev, A P, Krutov, V V , Kuzm, S V , Mitrofanov, A V , Oparm, S N , Pertsov, A A., Slemzm, V A , Stepanov, A I, Urnov, A M , "Dynamic 10 MK plasma structures observed in monochromatic full-Sun images by the SPIRIT spectroheliograph on the CORONAS-F mission", Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, Volume 338, Issue 1, pp 67-71, 2003

23 Bogachev, S A , Kuzm, S V, Zhitnik, I A , Urnov, A M , Grechnev, V V , "The Dynamics of High-Temperature Plasma m the Solar Corona according to SPIRIT Observations m Mg XII 8 42 A Line", Solar System Research, Volume 39, Issue 6, pp 508-512, 2005

24 Sakao, T , Kosugi, T , Masuda, S , Sato, J , "Evolution of Magnetic Field Structure and Particle Acceleration m Solar Flares", Advances in Space Research, Volume 26, Issue 3, p 497-500, 2000

25 Ramaty, R , Murphy, R J , "Nuclear processes and accelerated particles m solar flares", Space Science Reviews, vol 45, no 3-4, p 213-268, 1987

26 Brown, J С , "The Deduction of Energy Spectra of Non-Thermal Electrons m Flares from the Observed Dynamic Spectra of Hard X-Ray Bursts", Solar Physics, Vol 18, p 489, 1971

27 Сыроватский С И , Шмелева О П, "Нагрев плазмы быстрыми электронами и нетепловое излучение при солнечных вспышках", Астрономический журнал, т 49, с 334—347, 1972

28 Melrose, D В , Brown, J С , "Precipitation m trap models for solar hard X-ray bursts", Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol 176, p 15-30, 1976

29 Hoyng, P, van Beek, H F , Brown, J C , "High time resolution analysis of solar hard X-ray flares observed on board the ESRO TD-1A satellite", Solar Physics, vol 48, p 197-254, 1976

30 Lin, R P , Schwartz, R A , "High spectral resolution measurements of a solar flare hard X-ray burst", Astrophysical Journal, Part 1, vol 312, p 462-474, 1987

31 Dulk, G A , Kiplinger, A L , Winglee, R M , "Characteristics of hard X-ray spectra of impulsive solar flares", Astrophysical Journal, Part 1, vol 389, 1992, p 756-763, 1992

32 Lm, R P, Krucker, S , Holman, G D , Sui, L , Hurford, G J , Schwartz, R A , "RHESSI Discovery of a Coronal Non-Thermal Hard X-Ray Source m the 23 July 2002 Gamma-Ray Lme Flare", Proceedings of the 28th International Cosmic Ray Conference, Editors T Kajita, Y Asaoka, A Kawachi, Y Matsubara and M Sasaki, p 3207, 2003

Подписано в печать 5сентября 2007 г Объем 2,0 п л Тираж 100 экз Заказ № 999 Отпечатано в Центре оперативной полиграфии ООО «Ол Би Принт» Москва, Ленинский пр-т, д 37

ВВЕДЕНИЕ

1. ОБЗОР НАБЛЮДЕНИЙ И ЛИТЕРАТУРЫ

1.1. Исследования Солнца в рентгеновском диапазоне.

1.2. Источники жесткого рентгеновского излучения в короне

1.3. Формирование жесткого рентгеновского излучения и ускорение частиц в магнитных ловушках в короне Солнца

1.4. Ускорение частиц во время солнечной вспышки

1.4.1. Ускорение электронов.

1.4.2. Ускорение ионов.

1.5. Движение источников жесткого рентгеновского излучения в хромосфере во вспышках.

2. КОЛЛАПСИРУЮЩИЕ ЛОВУШКИ И ДВУХСТУПЕНЧАТАЯ МОДЕЛЬ УСКОРЕНИЯ ЧАСТИЦ

2.1. Бесстолкновительная аналитическая модель

2.1.1. Формирование ловушки, ее сжатие и ускорение частиц

2.1.2. Различие в ускорении электронов и ионов.

2.1.3. Спектр и анизотропия захваченных электронов

2.1.4. Число электронов в ловушке и их концентрация

2.1.5. Интегральная кинетическая энергия захваченных частиц

2.1.6. Мера эмиссии тормозного излучения.

2.2. Влияние кулоновских столкновений на ускорение частиц.

2.2.1. Постановка задачи и общие уравнения.

Сетка и начальные значения.

2.2.2. Численное моделирование ускорения Ферми

2.2.3. Численное моделирование бетатронного ускорения

2.2.4. Моделирование с учетом кулоновского рассеяния

Угловое распределение электронов.

Число электронов в ловушке.

Мера эмиссии электронов.

Распределение частиц по энергиям.

2.2.5. Моделирование с учетом торможения в фоновой плазме

3. ФОРМИРОВАНИЕ СТЕПЕННЫХ И ДВУХСТЕПЕННЫХ СПЕКТРОВ ЭЛЕКТРОНОВ В КОРОНЕ

3.1. Формирование степенных и тепловых спектров внутри коллапсирующей ловушки

3.1.1. Степенной спектр инжекции

3.1.2. Тепловой спектр инжекции.

Формирование тепловых спектров.

Формирование степенных спектров.

3.2. Формирование двухстепенных спектров в мишени конечной толщины.

3.2.1. Среднее время жизни и число электронов внутри мишени

3.2.2. Спектр электронов внутри мишени.

3.2.3. Формирование двухстепенных спектров.

3.3. Формирование двухстепенных спектров в коллапсирующих ловушках

3.3.1. Движение электрона в ловушке с плазмой

3.3.2. Эффективность ускорения электронов.

3.3.3. Спектры электронов в ловушке.

3.3.4. Формирование двухстепенных спектров.

4. ЖЕСТКОЕ РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ ИЗ КОРОНЫ И ХРОМОСФЕРЫ 127 4.1. Преобразование спектров.

4.1.1. Постановка задачи.

4.1.2. Преобразование спектров.

4.1.3. Преобразование степенных спектров.

4.1.4. Преобразование спектров при ускорении Ферми

4.1.5. Преобразование спектров при бетатронном ускорении 136 4.2. Жесткое рентгеновское излучение из короны и хромосферы

4.2.1. Спектр и интенсивность излучения.

4.2.2. Излучение из корональной ловушки.

4.2.3. Излучение из хромосферы.

4.2.4. Сравнение излучения из короны и хромосферы

5. ДВИЖЕНИЕ ИСТОЧНИКОВ ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В ХРОМОСФЕРЕ

5.1. Данные наблюдений.

5.2. Методы анализа.

5.3. Типы движения источников НХИ-излучения.

5.3.1. Движение от нейтральной линии поля - тип движения I.

5.3.2. Движение вдоль нейтральной линии - типы движения II и III

5.4. Результаты исследования.

6. ИСТОЧНИКИ МЯГКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ

6.1. Данные наблюдений.

6.2. Нагрев плазмы в короне быстрой ударной волной

6.2.1. Адиабатическая ударная волна.

6.2.2. Неадиабатический режим ударной волны с охлаждением за фронтом.

6.3. Длительный нагрев плазмы медленными электронами

6.3.1. Эффективность нагрева плазмы электронами разных энергий.

6.3.2. Учет теплопроводного и лучистого охлаждения

Физика Солнца и солнечно-земных связей - одно из приоритетных, а по степени влияния Солнца на нашу жизнь, возможно, самое приоритетное направление современной астрофизики.

В настоящее время считается общепринятым, что источником огромной энергии, которая выделяется в короне во время вспышек, является магнитное поле. Механизм преобразования энергии поля в кинетическую энергию частиц хорошо известен. Это - магнитное пересоединение, которое лежит в основе большинства моделей, описывающих активные солнечные явления: вспышки, выбросы горячей плазмы, эрупцию протуберанцев и другие [1].

Согласно современным представлениям пересоединение происходит в короне в областях, где взаимодействуют потоки поля противоположной направленности. Теоретические модели хорошо описывают поведение плазмы в области пересоединения [2; 3; 4; 5]. Происходящая здесь диссипация магнитного поля приводит к разогреву плазмы до температуры тридцать и даже сто миллионов градусов Кельвина. Одновременно происходит ускорение заряженных частиц до энергий, превышающих их начальные значения в сотни и тысячи раз [6]. Ускоренные электроны движутся вдоль пересоединенных линий поля в сторону хромосферы, где быстро тормозятся и производят потоки рентгеновского излучения. Ко-рональную область, в которой происходит ускорение частиц, принято называть областью первичного энерговыделения, а область в хромосфере и фотосфере, где частицы отдают свою энергию - областью вторичного энерговыделения [7].

Исследование первичных процессов, происходящих в короне, является первостепенным для понимания природы вспышек. Несмотря на это, длительное время акцент делался на изучении вторичных проявлений вспышки в хромосфере. Этому способствовали объективные факторы; главным образом то, что до последнего времени отсутствовали возможности для наблюдения высокоэнергичных процессов в короне.

Ситуация изменилась в последние два десятилетия в связи с интенсивным развитием спутниковой астрономии, а также появлением современных полупроводниковых приемников излучения (особенно, ПЗС-матриц), позволяющих регистрировать жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца с пространственным разрешением до 1 угловой секунды. В 1993-1994 годах наблюдения, осуществленные с помощью японского спутника УоЬкоЬ [8], показали существование в короне компактных источников жесткого рентгеновского излучения. Их положение, в целом, совпало с предсказаниями теории пересоединения [9]. Впоследствии, эти наблюдения были подтверждены американским спутником РШЕ881, запущенным в 2002 году и продолжающим исследования Солнца в настоящее время [10].

Нагрев плазмы солнечной атмосферы до температуры 10 млн. К и выше неоднократно наблюдался в экспериментах на геодезических ракетах [11], а также на борту советских [12; 13] и американских [14; 15] космических аппаратов еще в 1960-х - начале 1970-х годов. Было установлено, что плазма такой температуры формируется в активных областях, расположенных над кальциевыми флоккулами [16]. Косвенные методы, такие как наблюдения во время затмений, показали, что области горячей плазмы находятся в короне на высоте около 20 000 км над солнечным диском [17]. Более точная информация о местоположении высокотемпературных рентгеновских источников была недоступна из-за низкого пространственного разрешения наблюдений.

Современные спутниковые эксперименты позволили непосредственно наблюдать и исследовать источники рентгеновского излучения в короне. В 1992 году телескоп БХТ [18] на борту спутника УоЬкоЬ впервые предоставил изображения горячих рентгеновских источников, расположенных в короне над вершинами вспышечных петель [19]. Эти данные были затем подтверждены другими наблюдениями УоЬкоЬ, продолжавшимися до декабря 2001 года [20]. После 2001 года исследования горячей плазмы в короне осуществлял комплекс космических телескопов СПИРИТ на борту российского спутника КОРОНАС-Ф [21]. Благодаря СПИРИТ был обнаружен новый класс корональных объектов - крупномасштабные области горячей плазмы с временами жизни намного превышающими времена их теплопроводного и лучистого охлаждения [22; 23].

В настоящее время перед научным сообществом стоит задача развития теории вспышек и пересоединения на основе наблюдений первичного энерговыделения в короне. Такие наблюдения в рентгеновском диапазоне в последнее десятилетие осуществляли три космических аппарата: зарубежные спутники УоЬкоЬ и 11НЕ881 и российский спутник КОРОНАС-Ф. Экспериментальное и теоретическое исследование данных, полученных этими космическими аппаратами, является актуальной задачей, решение которой обеспечит прогресс в понимании вспышек.

Объект исследования

Ускоренные частицы, источники рентгеновского излучения и области горячей плазмы в короне и хромосфере.

Предмет исследования

Механизмы ускорения частиц в коллапсирующих магнитных ловушках в короне Солнца и свойства и происхождение рентгеновского излучения вспышек.

Цель исследования

Экспериментальное изучение и теоретическая интерпретация результатов спутниковых наблюдений Солнца в мягком и жестком рентгеновских диапазонах на космических аппаратах УоЬкоЬ, ЯНЕЗБ! и КОРОНАС-Ф.

Задачи исследования

Для достижения поставленной цели потребовалось решить следующие основные задачи:

1. Теоретически исследовать процесс ускорения электронов и ионов в коллапсирующих магнитных ловушках в условиях короны Солнца.

2. Определить число, концентрацию, эффективную температуру, интегральную кинетическую энергию, меру эмиссии и другие характеристики захваченных электронов как функции размера ловушки.

3. Решить задачу преобразования спектров, а именно по заданному спектру инжекции электронов из области пересоединения рассчитать:

• энергетическое распределение электронов внутри ловушки;

• спектр потока электронов, высыпающихся из ловушки в хромосферу;

• распределение ускоренных электронов в хромосфере.

4. Дать объяснение наиболее распространенным спектрам жесткого рентгеновского излучения вспышек: тепловым, степенным и двухстепенным спектрам.

5. Рассчитать поток и спектр жесткого рентгеновского излучения из ко-рональных и хромосферных источников. Определить число электронов, необходимых для формирования излучения наблюдаемой интенсивности.

6. Дать интерпретацию корональным источникам мягкого рентгеновского излучения, наблюдавшимся комплексом телескопов КОРОНАС-Ф/СПИРИТ [22]. Определить времена жизни и преимущественные места формирования источников. Рассчитать поток энергии, необходимый для нагрева источников до наблюдаемой температуры.

7. Объяснить противоречие между стандартной двухмерной моделью вспышки и результатами наблюдений в жестком рентгеновском диапазоне, согласно которым движение источников излучения в хромосфере не согласуется с двухмерной моделью магнитного пересоединения [24].

Научная новизна

1. Разработана новая модель ускорения заряженных частиц в атмосфере Солнца. Согласно модели электроны и ионы из области пересоединения частично захватываются в короне внутри уменьшающихся трубок пересоединенного магнитного поля - коллапсирующих магнитных ловушек. Захваченные частицы ускоряются бетатронным механизмом и механизмом Ферми и производят интенсивное рентгеновское излучение, обнаруженное спутником УоЬкоЬ. Тяжелые частицы в ловушках ускоряются до больших энергий, чем легкие. Преимущественное ускорение ионов по сравнению с электронами установлено из наблюдений [25], но до сих пор не имеет общепринятого объяснения.

2. Проведено сравнение эффективности двух основных механизмов ускорения в корональных магнитных ловушках. Впервые показано, что в ловушках с бетатронным ускорением захваченные электроны производят более интенсивное тормозное излучение, чем в ловушках с ускорением Ферми. Эффективность ускорения частиц (отношение их конечной и начальной энергий) не зависит от механизма ускорения.

3. Рассчитано преобразование спектра частиц при прохождении через корональную ловушку. В модели с захватом частиц происходит три последовательных преобразования спектра. Одно из них ранее исследовано в модели толстой мишени [26; 27]. Впервые показано, что если начальное распределение захваченных электронов является степенным, то электроны внутри ловушки, на выходе из нее и внутри хромосферы также будут иметь степенное распределение. Если начальное распределение является тепловым, и доминирует механизм ускорения Ферми, то в ловушке будет сформирован нетепловой спектр, который в области 20-200 кэВ аппроксимируется степенным законом. Тем самым установлен новый механизм формирования степенного распределения электронов в короне из исходного теплового распределения.

4. Построена аналитическая модель ускорения электронов в корональ-ной ловушке. Модель учитывает потери энергии электрона из-за торможения в плазме. Ранее задача движения частиц в ловушке с плазмой была аналитически решена только для стационарных ловушек, где отсутствует ускорение частиц [28]. Показано, что в условиях короны внутри ловушек не могут быть ускорены электроны с энергией инжекции менее 1 кэВ. Поскольку тепловая энергия электронов в короне составляет ~ 0.1 кэВ, то магнитные ловушки наиболее эффективно работают, если являются второй ступенью двухступенчатого механизма ускорения.

5. Предложена новая интерпретация двухстепенных спектров жесткого рентгеновского излучения, неоднократно наблюдавшихся во вспышках [29; 30; 31; 32]. Показано, что двухстепенное распределение формируется в коллапсирующих ловушках с плазмой, если начальное распределение электронов в ловушке является степенным. Излом спектра происходит в области 1-100 кэВ. Его точное положение зависит от плотности фоновой плазмы, времени жизни ловушки и ее пробочного отношения.

6. Предложен новый неадиабатический режим быстрой ударной МГД-волны, учитывающий теплопроводное и лучистое охлаждение плазмы за фронтом. Ударные волны могут формироваться в короне во время вспышек и быть причиной быстрого нагрева плазмы над петлями. Нагретые области наблюдаются как вспышечные источники мягкого рентгеновского излучения в короне.

7. Предложен механизм длительного нагрева областей корональной плазмы низкоэнергичными электронами. Время жизни таких областей в результате может существенно превышать время их теплопроводного и лучистого охлаждения. Рассчитан темп инжекции электронов, необходимый для нагрева: 10 36 — 10 37 электронов в секунду.

8. Проведено исследование движений источников жесткого рентгеновского излучения в основаниях вспышечных петель. Установлено, что регулярное движение источников доминирует над их хаотическим движением в большинстве вспышек. Получен новый важный результат - показано, что стандартная двухмерная модель вспышки объясняет только 13 % событий. Для остальных вспышек требуется более сложная конфигурация.

Теоретическая и практическая значимость

Теоретическая значимость исследования состоит в разработке двух новых моделей, необходимых для интерпретации результатов спутниковых наблюдений в рентгеновском диапазоне:

• модели ускорения частиц в коллапсирующей магнитной ловушке совместно бетатронным механизмом и механизмом Ферми;

• модели неадиабатической быстрой ударной волны с охлаждением плазмы за фронтом.

Математический аппарат моделей позволяет применять их к явлениям в солнечной и космической плазме. Модель коллапсирующей ловушки может быть полезна при моделировании гиросинхротронного излучения вспышек и для исследования динамики частиц в магнитосфере Земли.

Области применения неадиабатического режима ударной волны еще более многообразны.

Для исследования энерговыделения в атмосфере Солнца теоретическое значение имеет развитый в диссертационной работе подход, когда в рамках одного исследования рассматривается несколько явлений, характерных для импульсной фазы вспышки - ускорение частиц, нагрев плазмы, рентгеновское излучение. Это позволяет понять связи между различными проявлениями вспышки и дает возможность сравнить их временные, пространственные и энергетические характеристики.

Исследование важно для планирования программы наблюдений российского спутника КОРОНАС-ФОТОН, запуск которого предполагается осуществить в конце 2007 - начале 2008 годов в рамках Федеральной космической программы Российской Федерации.

На защиту выносятся

1. Двухступенчатая модель ускорения электронов и ионов в солнечной короне, где первой ступенью является пересоединяющий токовый слой, обеспечивающий ускорение частиц от ~ 0.1 кэВ до 10 кэВ - 1 МэВ, а второй ступенью - коллапсирующая магнитная ловушка, в которой частицы дополнительно ускоряются бетатронным механизмом и механизмом Ферми и увеличивают энергию до 1 - 100 МеВ.

2. Формулы для темпа ускорения, числа, концентрации, углового и энергетического распределения захваченных частиц. Результаты сравнения эффективности ускорения частиц бетатронным механизмом и механизмом Ферми.

3. Зависимость энергии ускоренной частицы от ее массы, согласно которой тяжелые частицы, протоны и ионы, ускоряются в ловушке до больших энергий, чем легкие частицы, электроны.

4. Решение задачи преобразования спектра электронов при прохождении через корональную область захвата. Механизм формирования степенных спектров электронов в бесстолкновительных магнитных ловушках и двухстепенных спектров в ловушках с фоновой плазмой.

5. Механизм формирования источников жесткого рентгеновского излучения в короне и хромосфере, согласно которому электроны, захваченные в ловушку, создают излучение над вершиной вспышечной петли, а электроны, высыпающиеся из ловушки, формируют источники излучения в ее основаниях. Формулы для расчета спектра и интенсивности излучения как функций времени.

6. Результаты исследования долгоживущих источников мягкого рентгеновского излучения в короне по данным эксперимента КОРОНАС-Ф/СПИРИТ. Механизм нагрева высокотемпературных корональных областей электронами низких энергий. Определение темпа инжекции электронов, 10 36 — 10 37 в секунду, и их вероятной энергии, ~ 1 кэВ.

7. Механизм формирования мягкого рентгеновского излучения вспышек, согласно которому источником излучения являются высокотемпературные вспышечные области, нагреваемые быстрыми ударными волнами. Новый неадиабатический режим ударной волны, учитывающий лучистое и теплопроводное охлаждение плазмы и объясняющий температуру, плотность и скорость подъема источников.

8. Результаты исследования движений хромосферных источников жесткого рентгеновского излучения вспышек. Определение основных типов движения, из которых только один согласуется со стандартной двухмерной моделью вспышки. Объяснение наблюдаемых движений в рамках трехмерной модели вспышки.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения и списка литературы, содержащего 168 наименований. Общий объем диссертации составляет 210 страниц. Диссертация содержит 48 рисунков и 3 таблицы.

5.4. Результаты исследования

Подведем итоги исследования и сделаем некоторые выводы.

Используя данные Yohkoh/HXT в диапазоне энергий выше 30 кэВ были

25-1МСЛ/-00 (Х1.9) 18:37:44 - 18:42:09 иТ

315

345 360 375 390 405 -420

12-Л11-00 (Х1.9) 10:30:42 - 10:32:22 иТ 07-.ШМ-00 (Х1.2) 15:44:06 - 15:46:46 11Т

2701 ' П г — " П 375

2Ю ---1.1---- 311 i i i i i i

195|||| 295

-415 -400 -385 -370 -355 -340 -40 -24 -8 8 24 40

Рисунок 42. Тип III движения источников жесткого рентгеновского излучения во вспышках. изучены движения источников жесткого рентгеновского излучения в 72-х вспышках. Методом наименьших квадратов была определена средняя скорость направленного движения источников, V, и ее неопределенность а. Всего было найдено 198 источников, из которых для 80 % отношение V к а было больше, чем 3. Тем самым показано, что во вспышках наблюдаются, преимущественно, движущиеся, а не стационарные источники.

Было обнаружено три основных типа движения источников жесткого рентгеновского излучения во вспышках.

Тип движения I представляет собой удаление источников от фотосфер-ной нейтральной линии магнитного поля в полном согласии со стандартной моделью вспышки. Такое движение, однако, было найдено только в 4 вспышках из 31 (13 %). Это указывает, что стандартная модель является чрезмерным упрощением, которое не может объяснить основные особенности солнечных вспышек.

Во вспышках второго типа источники по разные стороны от нейтральной линии движутся вдоль нее в противоположных направлениях. Такое движение было обнаружено в 8 вспышках из 31 (26 %). В предположении, что источники формируются в основаниях пересоединенных линий поля, это означает, что пересоединенные линии являются сильно скрученными и шировый угол (угол между проекцией магнитной линии на фотосферу и направлением нейтральной линии поля) меняется по мере вспышки. Различие между числом событий типа I и II означает, что конфигурации с широм более благоприятны для производства вспышек, чем простые двумерные конфигурации.

Тип III похож на тип II за исключением того, что оба источника движутся в одном направлении вдоль нейтральной линии. Такое движение было найдено в 35 % вспышек (11 из 31) и, предположительно, является следствием перемещения области формирования ускоренных электронов в короне во время вспышки. Наблюдения в линии На , проведенные в [164], показывают, что электрическое поле в короне не однородно вдоль сепаратора. Область наиболее сильного поля, которая соответствует области наиболее эффективного ускорения частиц, может менять положение во время вспышки. Все три источника жесткого рентгеновского излучения (один в вершине петли, и два в ее основании) будут при этом двигаться в одном направлении вдоль нейтральной линии.

В целом, исследование выявило более сложную картину движений источников, чем предыдущее исследование Сакао [143], где перемещение источников изучалось только с точки зрения изменения расстояния между ними. Впервые показано, что оба типа движения, обнаруженные Сакао, могут наблюдаться в одной и той же вспышке как последовательные стадии ее эволюции. Наиболее важной модификацией по отношению к классификации Сакао стало введение типа движения III. Это движение не сопровождается изменением расстояния между источниками и по этой причине было за пределами предыдущей классификации.

Другие движения в первом приближении могут быть описаны как комбинация трех основных, что наводит на мысль, что типы от I до III являются фундаментальными компонентами движения каждого источника жесткого рентгеновского излучения в хромосфере. Это выглядит разумным по следующим причинам. Скорость движения первого типа зависит от темпа магнитного пересоединения в короне. Скорость движения типа II определяется степенью шировой скрученности магнитной конфигурации перед вспышкой. Наконец, скорость движения типа III примерно пропорциональна скорости перемещения области ускорения частиц вдоль сепаратора. Очевидно, что в такой интерпретации все три типа независимы друг от друга и могут давать вклад в каждую из вспышек как вместе так и по отдельности. Остается открытым вопрос, по какой причине наблюдается преобладание одного типа движения над другим во время вспышки. Думается, объяснение лежит в различной топологии и различных физических условиях в активных областях.

1. Одним из основных результатов работы СПИРИТ стало обнаружение в короне Солнца двух классов высокотемпературных объектов 22.:см Е03:0003:30 04:001. Пте04:3005:0000:00 04:00 08:00 12:00 16:001. Пте20:00 24:00

2. Рисунок 43. Временные профили импульсного (верхняя панель) и долгоживущего (нижняя панель) источника мягкого рентгеновского излучения в короне Солнца по данным спутника СОЕЯ-Ю в диапазоне длин волн 1-8 А.

3. Компактные области горячей плазмы, формирующиеся в короне во время импульсной фазы вспышек и наблюдающиеся как источники мягкого рентгеновского излучения с характерными временами жизни несколько десятков минут.

4. Крупномасштабные высокотемпературные источники излучения, располагающиеся высоко в короне и имеющие времена жизни порядка нескольких часов.

5. Нагрев плазмы в короне быстрой ударной волной

6. Уравнение (385) для переноса энергии записано в адиабатическом приближении. Показатель адиабаты 7 — 5/3.

7. Основной целью будет выяснение эффективности рассматриваемого механизма нагрева. На этом пути можно сделать несколько упрощающих предположений. Плазму в условиях короны будем считать идеальной,р = 2 пекТ. (386)

8. Кроме того, будем пренебрегать массой электрона по сравнению с массой протона:р = шргге. (387)

9. Вмороженность магнитного поля в плазму учитывается уравнением1. Bi/nel = В2/пе2. (391)

10. Результаты расчетов показывают, что над петлями будет сформирован высокотемпературный источник излучения со следующими характеристиками: температура Т2 = 130 млн. К, плотность пе2 = 4 х 1010 см-3 и скорость движения вверх у2 = 940 км/с.

11. Если бы при найденных параметрах нагретой плазмы была применима классическая теплопроводность, то время охлаждения можно было бы оценить по формуле (см. 19.)3пкТ-12 3п2к121. Тс ~ ^пУг ~ (392)

12. Здесь коэффициент ко ~ Ю-6 эрг/(с см град3/5), а / характерный масштаб длины, в качестве которого можно принять размер коронального источника. Для / ~ 109 см получим тс< 0.1 с.

13. Здесь Ь(Т) интегральная (по спектру) лучеиспускательная способность плазмы. При температуре плазмы 107 К и выше основной вклад в Ь(Т)дает тормозное излучение. Для него

14. T) = 1.42 • 1 (Г27\/Т эрг см3 с-1, (395)откуда Trad ~ Ю6 с.

15. Поскольку процессы охлаждения плазмы за фронтом столь эффективны, будем полагать, что они позволяют полностью пренебречь газовым давлением по сравнению с магнитным:1. В 22пе2кТ2 < (396)о7Г

16. С учетом (396) уравнения (388) и (389) для непрерывности потоков массы и импульса можно переписать в виде:пе i(vi + v2) = ne2v2, (397)2 ß2 2nelkTi + mpne \(vi + v2)2 + = mpne2v2 + (398)07Г 07Г

17. Вмороженность поля в плазму описывается уравнением1. Bi/nei В2/пе2, (399)а закон сохранения энергии (390) в прежнем виде утрачивает свой смысл.

18. Длительный нагрев плазмы медленными электронами

19. Е = 10~3Ву ~ 10~2В/см. (402)

20. Основной целью настоящего раздела является оценка эффективности данного механизма, в частности определение необходимого темпа ускорения электронов и их вероятной энергии.63.1. Эффективность нагрева плазмы электронами разных энергий

21. Рассмотрим задачу длительного нагрева корональной области в следующей постановке.

22. Разница между начальной энергией электрона и его остаточной энергией1. Со, если /Со < /Сто;1. А/С = (405)

23. Со у^о -/С^ , если /С0 > /С т. Энергия Д/С почти полностью идет на нагрев коронального источника.

24. Если размер источника И = 1010 см, а плотность плазмы в нем п = 109 см-3, то наиболее эффективно нагревать его будут электроны с энергией= £т = 1.1кэВ. (406)

25. Температура плазмы в результате такого нагрева может быть увеличена до1. Г = 8х106К. (407)63.2. "Учет теплопроводного и лучистого охлаждения

26. Оценим скорость теплопроводного охлаждения плазмы в долгоживущем источнике излучения. Тем самым преследуются две цели. Во первых, количество энергии, которую плазма теряет из-за охлаждения, должно бытьш