Микровспышки в рентгеновском диапазоне излучения Солнца

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

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

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

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

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

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

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

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

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

— длительность: 30 300с;

— мощность всплеска: 4.5×10″ 9 -ь 10″ 8 Вт/м2:

— превышение максимальной интенсивности всплеска над тепловым фоном: 1⁵ имп/с;

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

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

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

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

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

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

По результатам диссертации опубликованы работы:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Выводы:

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

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

3.3. Сценарий солнечной вспышки на основе элементарных актов энерговыделения.

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

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

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

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

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

ШЕПШШШШШ ъ.

Рис. 27. Перестройка волокон токового слоя.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Заключение

.

В работе получены следующие результаты:

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

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

— длительность: 30 -т- 300с;

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

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

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

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

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

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

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