Влияние частичной ионизации плазмы и мелкомасштабной турбулентности на жнерговыделение и ускорение частиц в атмосфере Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

62 11/36

МИНИСТЕРСТВО УКРАИНЫ ПО ДЕЛАМ НАУКИ И ТЕХНОЛОГИИ

КРЫМСКАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

и

На правах рукописи УДК 523.94+523.98

ЦАП Юрий Теодорович

ВЛИЯНИЕ ЧАСТИЧНОЙ ИОНИЗАЦИИ ПЛАЗМЫ И МЕЛКОМАСШТАБНОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ НА ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЕ И УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА

01.03.03 — гелиофизика и физика Солнечной системы

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

-№ \

Научный руководитель доктор физ.-мат. наук Степанов А.В.

Крым, Научный 1999

Оглавление

ВВЕДЕНИЕ 4

1 ОБОБЩЕННЫЙ ЗАКОН ОМА И ЭНЕРГОВЬЩЕЛЕНИЕ В ЧАСТИЧНО ИОНИЗОВАННОЙ ПЛАЗМЕ 10

1.1 Введение ..........................................................................10

1.2 Солнечные хромосферные спикулы............................................12

1.2.1 Данные наблюдений......................................................12

1.2.2 Модели спикул............................................................15

1.2.3 Обобщенный закон Ома и механизм образования солнечных хро-мосферных спикул........................................................17

1.3 Солнечные вспышки и проблема энерговыделения..........................24

1.3.1 Введение..................................................................24

1.3.2 Локальные модели солнечных вспышек..............................26

1.3.3 О турбулизации плазмы токового слоя в модели солнечной вспышки Хейвертса-Приста-Раста............................................28

1.4 Выводы............................................................................33

2 МОДЕЛЬ ВСПЫШКИ "ЭЛЕКТРИЧЕСКАЯ ЦЕПЬ" И ТОНКАЯ ВРЕМЕННАЯ СТРУКТУРА ИЗЛУЧЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ ПЕТЕЛЬ 34

2.1 Введение ..........................................................................34

2.2 Модель вспышки "электрическая цепь" ......................................34

2.3 МГД-колебания магнитных трубок и тонкая временная структура излучение солнечных вспышек......................................................37

2.3.1 Декремент радиационного затухания БМЗ-колебаний в магнитных трубках..............................................................40

2.4 Высокодобротный осциллятор области вспышечного энерговыделения . 42

2.4.1 Высокодобротные осцилляции и параллельный Ы1С-контур ... 42

2.4.2 Нелинейное уравнение для тока........................................44

2.4.3 Диагностика параметров области энерговыделения ................50

2.4.4 Эквивалентный ЬЯС - контур и осцилляции звездных вспышек . 52 2.5 Выводы............................................................................53

3 УСКОРЕНИЕ ЗАРЯЖЕННЫХ ЧАСТИЦ В СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ 54

3.1 Введение ..........................................................................54

3.2 Механизмы ускорения заряженных частиц в солнечных вспышках ... 56

3.2.1 Классификация механизмов ускорения................................56

3.2.2 Ускорение электронов в квазистационарных электрических полях 56

3.2.3 Стохастические механизмы ускорения................................61

3.2.4 Механизмы ускорения заряженных частиц ударными волнами . . 65

3.3 Каскадное ускорение электронов МГД- турбулентностью в солнечных вспышках..........................................................................66

3.3.1 МГД-турбулентность и каскадная передача энергии................66

3.3.2 Ускорение Ферми и затухание БМЗ-волн ............................67

3.4 О стохастическом ускорении электронов в верхней хромосфере Солнца . 70

3.4.1 Локализация области ускорения электронов и нижнегибридные волны......................................................................70

3.4.2 Пересоединение магнитных силовых линий и обобщенный закон Ома........................................................................72

3.4.3 Модифицированная двухпотоковая неустойчивость Бунемана . . 74

3.4.4 Ускорение электронов нижнегибридными волнами..................77

3.5 Выводы............................................................................82

4 СПЕКТРЫ ЭНЕРГИЧНЫХ ЭЛЕКТРОНОВ И ЖЕСТКОЕ РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК 84

4.1 Введение ..........................................................................84

4.2 Пороги циклотронной неустойчивости в корональной арке и кулоновское рассеяние .......................................................................87

4.3 Спектр захваченных электронов................................................90

4.4 Режимы диффузии и плотность энергии вистлеров..........................92

4.5 Особенности жесткого рентгеновского излучения на различных высотах

в атмосфере Солнца..............................................95

4.5.1 Результаты наблюдений ................................................95

4.5.2 Жесткое рентгеновское излучение и модель коронального проб-котрона....................................................................96

4.5.3 О временных задержках жесткого рентгеновского излучения . . . 100

4.6 Выводы............................................................................102

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ 104

ЛИТЕРАТУРА 106

ПРИЛОЖЕНИЕ 127

ВВЕДЕНИЕ

Солнце — обычная звезда спектрального класса 02У с абсолютной звездной величиной 4,8. Близость Солнца к Земле позволяет на его примере изучать основные характеристики звезд и физические параметры космической плазмы. Необходимость изучения Солнца обусловлена еще и тем, что нестационарные явления в солнечной атмосфере оказывают заметное влияние на многие процессы как на Земле, так и околоземном космическом пространстве. Таким образом, Солнце — это уникальный космический объект, изучение которого имеет фундаментальное и прикладное значение.

Актуальность работы. Проблема энерговыделения в солнечной атмосфере — одна из наиболее актуальных проблем современной астрофизики. С ней связаны, в частности, такие явления как солнечные вспышки и различные выбросы массы (корональ-ные транзиенты, спреи, серджи, спикулы). Тем не менее, несмотря на значительный прогресс, достигнутый в последнее время, физические механизмы энерговыделения остаются невыясненными.

Одна из интересных особенностей магнитного поля Солнца состоит в том, что основная часть фотосферного магнитного потока в виде магнитных трубок концентрируется на границах супергранул (90%) или в активных областях. В свою очередь, именно в этих местах наблюдаются солнечные вспышки и различные виды выбросов массы. Не вызывает сомнений тот факт, что источник энергии этих атмосферных образований связан с магнитным полем. Следовательно, без ясного представления о процессах трансформации свободной энергии магнитного поля в тепловую, энергию крупномасштабных движений плазмы и ускоренных заряженных частиц невозможно понять физическую природу нестационарности Солнца.

Основную информацию о механизмах энерговыделения в атмосфере Солнца мы получаем из наблюдений вторичных эффектов, например, таких как оптическое, радио -и рентгеновское излучение. Поэтому построение адекватных моделей этих явлений — это наиболее надежный путь к решению проблемы энерговыделения.

Связь работы с научными программами, планами, темами. Работа сделана согласно научному плану Крымской астрофизической обсерватории. Исследования

проводились в рамках научной темы "Энерговыделение" лаборатории радиоастрономии КрАО.

Цель и задачи исследования. Цель работы состоит в выяснении роли частичной ионизации плазмы и плазменной турбулентности в процессах энерговыделения, а также ускорения, распространения и излучения заряженных частиц в солнечной атмосфере.

Более конкретно задачи формулируются следующим образом.

1. Предложить и разработать механизм формирования солнечных хромосферных спикул на уровне верхней хромосферы с учетом частичной ионизации плазмы и нестационарности процесса, обусловленного пересоединением магнитных силовых линий.

2. В целях диагностики вспышечной плазмы построить контурную модель высокодобротных осцилляций микроволнового и рентгеновского излучения солнечных вспышек.

3. Дать критический анализ существующих локальных моделей солнечных вспышек, в частности, популярной модели Хейвертса-Приста-Раста.

4. Доказать возможность эффективного ускорения электронов нижнегибридными волнами в токовых слоях, формирующихся в верхней хромосфере Солнца в соответствии с гипотезой о фрагментированном характере процесса вспышечного энерговыделения.

5. На основе решения системы уравнений квазилинейной теории, описывающей резонансное взаимодействие быстрых электронов с вистлерами в корональных петлях, провести анализ особенностей формирования спектров быстрых (> 10 кэВ) электронов. Определить условия, необходимые для реализации режимов слабой и умеренной питч-угловой диффузии во вспышечных петлях.

6. В рамках модели коронального пробкотрона получить аналитические соотношения для плотностей потоков и спектров жесткого рентгеновского излучения солнечных

вспышек на различных высотах в атмосфере Солнца. Воспользоваться полученными результатами для интерпретации особенностей спектра жесткого рентгеновского излучения.

Научная новизна работы состоит в следующем.

1. На основе корректного учета обобщенного закона Ома предложена новая модель образования солнечных хромосферных спикул на уровне верхней хромосферы в результате пересоединения магнитных трубок с различной напряженностью магнитного поля. Впервые найдено качественное объяснение движений спикул как целого параллельно лимбу.

2. Показано, что в рамках модели солнечной вспышки Хейвертса Приста-Раста при переходе токового слоя от ламинарного к турбулентному состоянию проводимость плазмы заметно не меняется.

3. Разработана модель высокодобротных осцилляций микроволнового и рентгеновского излучения солнечных и звездных вспышек на основе представления области вспышечного энерговыделения в виде ЬВ,С-контура.

4. Сделан вывод о малопродуктивности широко обсуждаемого каскадного механизма ускорения квазитепловых электронов МГД-турбулентностью в солнечных вспышках в результате сильного затухания быстрых магнитозвуковых волн из-за ионной вязкости.

5. Впервые показана возможность эффективного ускорения квазитепловых электронов нижнегибридными волнами на уровне верхней хромосферы в токовых слоях при условии фрагментированного характера процесса вспышечного энерговыделения.

6. Впервые найдено, что во вспышечных петлях с развитой электромагнитной турбулентностью могут реализовываться режимы слабой и умеренной питч-угловой диффузии энергичных электронов на вист л ерах.

7. На основе модели коронального пробкотрона в случае режимов слабой и умеренной питч-угловой диффузии получены аналитические соотношения для плотностей

потоков и спектров жесткого рентгеновского излучения солнечных вспышек на различных высотах атмосферы Солнца.

Научная и практическая значимость. Рассмотренные в диссертации теоретические модели позволяют дать физическую интерпретацию и детальное описание особенностей движения вещества спикул, а также процессов вспышечного энерговыделения в активных областях Солнца.

Предсказываемые теоретическими моделями наблюдательные характеристики реальных объектов могут служить основой для диагностики вспышечной плазмы и условий в области энерговыделения. Исходя из полученных результатов, возможно физически обоснованное планирование наблюдательных экспериментов с целью обнаружения у реальных солнечных явлений особенностей, прогнозируемых моделями.

Полученные результаты могут использоваться при дальнейшем исследовании физики Солнца в ряде научных центров (ГАО НАНУ, АО Киевского университета, РИ НАНУ, CAO РАН, ГАО РАН, ИЗМИРАН, ИСЗФ, ИПФАН, ГАИШ).

Личный вклад диссертанта. В работах [3,5-7,11] идея, постановка задачи и используемый математический аппарат принадлежит диссертанту. В работах [1,2,4,8-10] постановка задачи принадлежит научному руководителю. При этом автор принимал участие в обсуждении идеи и методов решения рассматриваемых проблем. В работах [1,2] диссертантом был предложен и осуществлен численный метод решения некоторых задач. Автор также участвовал в написании и подготовке текстов для публикаций.

Апробация работы. Материалы диссертационной работы докладывались и обсуждались на семинарах лаборатории радиоастрономии, физики Солнца, физики звезд и галактик КрАО, а также на семинарах ГАО НАНУ и ГАО РАН; XXV конференции молодых европейских радиоастрономов (Бад Хоннеф, Германия, 1992); коллоквиуме MAC No.141 "Магнитные поля и поля скоростей активных областей Солнца" (Пекин, 1992); конференции, посвященной 50-летию КрАО (Нучный, 1995); Всероссийской конференции по физике Солнца (Москва, 1995); научных семинарах секции "Радиофизические исследования солнечной системы" (Пулково, 1996); XXVII радиоастрономической конференции "Проблемы современной радиастрономии" (Санкт-Петербург, 1997); 5-ой

открытой конференции молодых ученых (Киев, 1998); конференции "Физика Солнца" (Научный, 1998); радиоастрономической конференции, посвященной радиофизическим исследованиям солнечной системы и звезд (Санкт-Петербург, 1998).

Основные результаты опубликованы в следующих работах.

1. Stepanov А.V., Tsap Yu. Т. Oscillations in energy release volume: an equivalent LRC-circuit. // IAU Coll. No.141 "The Magnetic and Velocity Fields of Solar Active Regions". -Beijing, China: 1992. - P. 148.

2. Степанов А.В., Цап Ю.Т. Высокодобротный осциллятор в области вспышечного энерговыделения. // Астрон. журн. - 1993. - Т.70. - Вып.4. - С.895-905.

3. Цап Ю.Т. Механизм образования солнечных хромосферных спикул и обобщенный закон Ома. // Письма в Астрон. журн. - 1994. - Т.20. - No.2. - С.155-160.

4. Зайцев В.В., Степанов А.В., Цап Ю.Т. Некоторые проблемы физики солнечных вспышек. // Кинематика и физика небесных тел. - 1994. - Т.10. - No.6. - С.3-31.

5. Цап Ю.Т. О турбулизации плазмы токового слоя в модели солнечной вспышки Хейвертса-Приста-Раста. // Письма в Астрон. журн. - 1995. - Т.20. - No.2. - С.155-160.

6. Цап Ю.Т. Обобщенная сила давления, желобковая неустойчивость и магнитоги-дродинамическое равновесие корональных магнитных петель. // Кинематика и физика небесных тел. - 1997. - Т.13. - No.2. - С.3-11.

7. Цап Ю.Т. О статистическом ускорении электронов в верхней хромосфере Солнца. /./ Астрон. журн. - 1998. - Т.75. - No.2. - С.313-320.

8. Аурасс Г., Классен А., Степанов А.В., Цап Ю.Т. О природе пульсаций радиовсплесков IV типа 25.10.94. // Тезисы заседания секции "Радифизические исследования солнечной системы". - Санкт-Петербург: 1996. - С.43.

9. Степанов А.В., Цап Ю.Т. О формировании спектров электронов в короне Солнца. // Труды XXVII радиастрономической конференции "Проблемы современной радиа-строномии . - Санкт-Петербург: 1997. - Т.2. - Р.163-164.

10. Stepanov A.V., Tsap Yu.T. On spectra formation of fast electrons and HXR pecularities of solar flares. // 5th Open Young Scientist's Conference on Astronomy and Space Physics. - Kyiv: 1998. - P.43.

11. Цап Ю.Т. О каскадном ускорении электронов МГД-турбулентностью в солнеч-

ных вспышках. // Труды научной конференции "Достижения и проблемы солнечной радиоастрономии . - Санкт-Петербург: 1998. - Р.134-137.

1 ОБОБЩЕННЫЙ ЗАКОН ОМА И ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЕ В ЧАСТИЧНО ИОНИЗОВАННОЙ ПЛАЗМЕ

1.1 Введение

Классическая электрическая проводимость стационарной космической плазмы чрезвычайно высока (в атмосфре Солнца а = 1013 — 1016 с-1), поэтому энергия, выделяемая в результате джоулевой диссипации токов, на больших пространственных масштабах будет незначительной. Для решения данной проблемы привлекают либо процесс пересоединения магнитных силовых линий, либо аномальную проводимость, что приводит к различным трудностям. Так, толщины токовых слоев, как правило, слишком малы. В свою очередь, аномальная проводимость имеет место в среде с развитой плазменной турбулентностью, возбуждение которой требует наложение серьезных ограничений при построении тех или иных моделей. Однако для частично ионизованной плазмы существует принципиально отличный механизм увеличения электрического сопротивления плазмы.

Впервые важность влияния столкновений ионов с нейтральными атомами в нестационарных условиях на проводимость космической плазмы была отмечена Шлютером и Бирманом в 1950 г. [1]. Оказалось, что в результате движения ионов сквозь газ нейтральных частиц эффективная проводимость плазмы может уменьшиться на многие порядки, обеспечивая тем самым быструю диссипацию свободной энергии магнитного поля. Например, учет частичной ионизации и нестационарности процесса в межзвездном газе приводит к уменьшению проводимости на 12 порядков [2].

Детальный анализ показывает, что хорошо известное соотношение для мощности энерговыделения в плазме из-за джоулевой диссипации тока

<? = -, (1-1)

<7

где

пе2

а =

me(uei + vea)'

становится неприемлем в нестационарных условиях. В этом случае вместо стационарного закона Ома, j = <тЕ, из которого следует (1.1), необходимо обратиться к так

называемому обобщенному закону Ома [3]

те(уы + иеа) j х В „ Ь х В

Ь = ---J Н---1- г--Ь

егп епс спатаиа{

+ —--/> —хВ . (1.2)

еп спатаиа{ \М /

Здесь

<Ь/ ду . _

— = ——|- уу V — производная Лагранжа;

м т

Е* = Е + - V х В - электрическое поле в системе координат, движущейся с

вместе с плазмой, где V — скорость центра масс; г, Пата

Р =--относительная плотность нейтралов;

пата + пт,{

р — плотность плазмы, ^ = -Уре, = + Патаg — неэлектромагнитные

силы, действующие на компоненты плазмы.

Джоулеву диссипацию тока, характерезуемую величиной = Е^, согласно (1.2) можно представить теперь следующим образом

^ те(Уе, + ую) , + х В^ + у _ (¿у х \ .

е2п сга^ш/^ еп сгп{пи{а \сИ /

Как видно соотношение (1.1) является частным случаем более общего уравнения (1.3). Именно последний "нестационарный" член в правой части (1.3) при определенных условиях может оказаться ответственным за значительный рост мощности энерговыделения. Рассмотрим его происхождение более подробно.

Для многих астрофизических явлений плазменное ¡3 = ВтгпТ/В2 < 1 и сила тяжест�