«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2011 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2011 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции Солнечная и ...»

ЭЛЕКТРОНОВ, УСКОРЕННЫХ ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНОЙ

РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

THE RECONSTRUCTION OF ENERGY DISTRIBUTION OF THE

BASIS OF THE HARD X-RAY DATA

В последнее десятилетие получены многочисленные результаты по регистрации жесткого рентгеновского излучения (ЖРИ) во время вспышек на Солнце [1–4]. Высокие пространственное, временное и энергетическое разрешения современных рентгеновских спектрометров позволяют детально исследовать структуру ЖРИ, а, следовательно, и характеристики ускоренных во вспышках электронов. Рассмотрим реконструкцию энергетического распределения электронов, порождающих ЖРИ во время солнечной вспышки 26 июля 2002 года (класс SF), максимум интенсивности которого приходится на момент времени 09:20:17. Для этого мы будем использовать метод квадратурных формул [5, 6]. Временной ход и энергетический спектр ЖРИ во время вспышки, измеренные спектрометром ИРИС «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября во время полета спутника КОРОНАС – Ф [3, 4], показаны на рис. 1 и 2. В режиме «Всплеск» измерения жесткого рентгеновского излучения проводились в 32 энергетических каналах в диапазоне 15–156 кэВ с временным разрешением 1с. Отметим, что в различные моменты эволюции скорости счета (интервалы I, II и III (рис. 1)) энергетический спектр ЖРИ меняется различным образом [4].

Рассмотрим более детально спектр ЖРИ на стадии II (рост и максимум потока ЖРИ), для которой отношение полезного сигнала (излучение вспышки) к фону является максимальным. Поскольку вклад квазитеплового излучения ограничивается областью энергий до 30 кэВ, будем рессматривать спектры ЖРИ, нижняя граница которых составляет 40 кэВ. На рис. 2 приведен спектр ЖРИ, усредненный за промежуток времени с 9:19:47 по 9:20:18 UT для энергий более 40 кэВ. На этом спектре можно выделить три диапазона: с энергией меньшей 50.5 кэВ, с энергией от 50. кэВ до 72.5 кэВ и с энергией большей 72.5 кэВ. При реконструкции спектра электронов будем аппроксимировать исходный спектр ЖРИ в области энергий выше 72.5 кэВ степенной зависимостью по методу наименьших квадратов из-за малого количества квантов в этой области. На рис. 3 приведен результат реконструкции энергетического спектра высокоскоростных электронов согласно методике описанной в [6].

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября F, отн. ед.

Из данного рисунка следует, что спектр излучающих электронов не может быть описан одной функциональной зависимостью, что указывает на наличие различных популяций ускоренных электронов. Энергетический спектр электронов в диапазоне энергий до 54.9 кэВ характеризуется резким спадом. В следующем диапазоне энергий от 54.9 кэВ до 76.9 кэВ спектр имеет другой характер – распределение пучкового типа с инверсным участком. На высоких энергиях (выше 76.9) распределение электронов становится степенным, что и следует ожидать, так как в данном диапаСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября зоне спектр излучения является степенным. Реконструированный спектр электронов в промежутке времени с 9:20:27 по 9:20:57 UT имеет особенности, подобные описанным выше. Энергетический спектр электронов также разбивается на три участка, при этом область распределения пучкового вида расширяется от 46 до 76.9 кэВ.

Приведенные выше результаты показывают, что спектр ЖРИ данной вспышки может быть результатом тормозного излучения трех групп высокоскоростных электронов. При этом реконструированное энергетическое распределение излучающих электронов в интервале энергий 50–80 кэВ имеет «пучковый» вид. Это может указывать на то, что, по крайней мере, часть излучения в этом диапазоне генерируется согласно модели «тонкой мишени», т.е. может генерироваться электронами, уходящими в верхние слои солнечной плазмы с относительно малой плотностью и при этом их функция распределения не успевает релаксировать в результате кулоновских столкновений. Излучение с энергией более 80 кэВ, очевидно, генерируется согласно модели «толстой мишени» в плотных слоях плазмы. Для подтверждения данного вывода необходимо дальнейшее рассмотрение ряда других вспышечных событий.

Работа М.И. Савченко и Д.В. Скородумова поддержана Министерством образования и науки Российской Федерации (договор 11.G34.31.0001 с СПбГПУ и ведущим ученым Г.Г. Павловым). Работа Г.Г. Моториной и И.В. Кудрявцева поддержана программой президиума РАН П-20.

1. Ashwanden M. // Space Science Reviews. 2002. V. 101, No 1-2. P. 1-227.

2. Anna Maria Massone, A. Gordon Emslie, G.J. Hurford, Marco Prato, Eduard P. Kontar, and Michele Piana // The Astrophysical Journal. 2009. V. 703. P. 2004–2016.

3. Charikov Yu.E., Dmitrijev P.B., Koudriavtsev I.V., Lazutkov V.P., Matveev G.A., Savchenko M.I., Skorodumov D.V. // Proc. IAU Symposium 223, 14–19 June, St.– Petersburg, Russia. Ed. by A.V. Stepanov, E.E. Benevolenskaya, A.G. Kosovichev. Cambridge University Press. 2004. P. 429-432.

4. Дмитриев П.Б., Кудрявцев И.В., Лазутков В.П., Матвеев Г. А., Савченко М.И., Скородумов Д.В., Чариков Ю.Е. // Астрономический вестник. 2006. Т. 40. № 2. С. 160– 5. Верлань А.Ф., Сизиков В.С. Методы решения интегральных уравнений с программами для ЭВМ. Киев «Наукова думка», 1978. 292 с.

6. Нахатова Г.Г., Кудрявцев И.В. // Труды всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», ГАО РАН, СПб, 3– октября 2010 г., С. 287–290.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОСТРАНСТВЕННО-ВРЕМЕННОЙ

ДИНАМИКИ СТЕПЕНИ ПОЛЯРИЗАЦИИ И СПЕКТРА

МИКРОВОЛНОВЫХ ВСПЫШЕЧНЫХ ПЕТЕЛЬ

ФГБНУ НИРФИ

ГАО РАН

We have analyzed observed data on the polarization degree and spectral index distributions along flaring loops for two events, 24.08.2002 and 24.08.2005. It is shown that a good similarity between observed and theoretically predicted time profiles of the polarization degree and spectral index for the first event is realized in the case of isotropic injection near the loop top, and for second event in the case of the injection in the loop top with the longitudinal anisotropy and weak additional isotropic component.

В настоящее время разработаны методы, позволяющие описать поведение параметров радиоизлучения (интенсивность, спектральный индекс, степень поляризации и т.д.) во вспышечной петле [1–3]. Изучение пространственного распределения параметров радиоизлучения можно использовать для диагностики места ускорения в петле и типа питч-углового распределения инжектируемых в петлю электронов [2], что в свою очередь, важно для выбора между различными механизмами и моделями ускорения электронов.

Целью данной работы является исследование наблюдаемой динамики наклона частотного спектра и поляризации микроволнового излучения в различных частях вспышечной петли и получение ограничений на тип анизотропии инжектируемых электронов и место их инжекции. При этом поставлены и выполнены следующие задачи: 1) Определить физические характеристики конкретных вспышечных петель (размер и ориентация петли, плотность и температура плазмы, магнитное поле и др.). 2) Произвести анализ временных профилей интенсивности, спектрального индекса и степени поляризации в различных частях петли. 3) Выбрать исходные параметры теоретической модели на основе наблюдаемых закономерностей динамики спектрального индекса и степени поляризации. 4) Произвести «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября моделирование динамики параметров в различных частях магнитной петли. 5) Сравнить модельные и наблюдаемые временные профили и обсудить полученные результаты.

Было рассмотрено шесть основных моделей функций инжекции ускоренных электронов (инжекции в вершине и основании: с продольной и поперечной анизотропией и изотропная).

При проведении моделирования радиоисточник представлялся как магнитная петля в форме полуокружности, ориентированной в соответствии с расположением наблюдаемой вспышечной петли на солнечной сфере [3]. Магнитное поле в петле возрастало от вершины к основаниям. Плотность плазмы вблизи оснований резко увеличивалась. Инжекция ускоренных электронов задавалась в различных местах вспышечной петли и с различным типом инжекции. Для каждой модели расчет производился при условии квазипоперечного наблюдения всех участков вспышечной петли, квадратичного распределения магнитного поля по длине петли, гауссовой формы временного профиля функции инжекции электронов в петлю, однородного распределения плотности плазмы.

Был произведен анализ наблюдаемых данных о микроволновом излучении двух событий (24 августа 2002 г. и 24 августа 2005 г. (Рис. 1)), полученных с радиогелиографа Нобеяма.

Рис. 1. Событие 24 августа 2005 г. Временные профили потока (верхняя панель), спектрального индекса (средняя панель) и степени поляризации (нижняя панель) для трех участков вспышечной петли.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября В результате обнаружены следующие закономерности:

— в основаниях петли на начальной фазе всплеска наблюдается рост спектрального индекса и его спад на поздней фазе вспышки.

— в вершине петли спектральный индекс непрерывно растет на протяжении почти всего всплеска и выходит на насыщение на самой его поздней фазе.

— во всех участках вспышечной петли степень поляризации ведет себя одинаково: уменьшается по модулю на фазе роста и увеличивается по модулю на фазе спада всплеска.

Проведено сравнение временных профилей спектрального индекса и степени поляризации, рассчитанных для описанных во Введении моделей, с соответствующими наблюдаемыми профилями. Показано, что наилучшее согласие между рассчитанной и наблюдаемой динамикой спектрального индекса и степени поляризации для события 24 августа 2005 г. получается в случае изотропной инжекции в вершине петли (Рис. 2).

Рис. 2. Временные профили потока (верхняя панель), спектрального индекса (средняя панель) и степени поляризации (нижняя панель) для трех участков вспышечной петли.

В этом случае происходит перераспределение радиояркости из вершины петли (на фазе роста) во всю петлю равномерно (на фазе спада).

A для события 24 августа 2002 г. наилучшее согласие получается в случае инжекции с продольной анизотропией в вершине петли в сторону одного из оснований и малой изотропной компонентой в вершине петли. В этом случае происходит перераспределение радиояркости из основания петли (на фазе роста) в вершину петли (на фазе спада).

В результате произведенного моделирования были получены следующие объяснения наблюдаемых данных:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября — поведение спектрального индекса в основаниях петли объясняется эффектом самопоглощения, который возникает из-за накопления ускоренных электронов на фазе роста и высыпание их в основания петли на фазе спада.

— поведение спектрального индекса в вершине петли объясняется гибелью низкоэнергичных частиц, дающих основной вклад в излучение на более низких частотах.

— поведение степени поляризации объясняется тем, что в оптически тонком источнике (в начале и в конце всплеска) преобладает необыкновенная волна, а в оптически толстом (в максимуме всплеска) – обыкновенная.

В ходе работы удалось получить ограничения на место и тип анизотропии инжектируемых электронов для двух событий. В то же время показано, что не во всех участках вспышечной петли обнаружено полное сходство поведения рассчитанного спектрального индекса с наблюдаемыми данными. Объяснением этого может быть то, что предположения, сделанные при модельных расчетах, не полностью соответствуют реальным процессам, происходящим во время вспышки. Для более адекватного теоретического моделирования в дальнейшем необходимо учитывать: а) изменение в течение вспышки питч-углового распределения инжектируемых электронов; б) асимметрию распределения магнитного поля вдоль петли;

в) точное определение положения петли на солнечном диске.

Работа выполнена при поддержке грантов Гос. программы «Кадры»

№ P683/20.05.2010, № 02.740.11.0246, Программы РАН «Солнечная активность и солнечно-земные связи», грантов РФФИ № 11-02-91175, 09-02-00624-а.

1. Fleishman G.D., and Melnikov V.F. Gyrosynchrotron Emission from Anisotropic Electron Distribution // Astrophys. J., 2003, V. 587, p. 823.

2. Мельников В.Ф., Пятаков Н.П., Горбиков С.П. – В кн.: Труды Всероссийской конференции «Год астрономии: Солнечная и солнечно-земная физика – 2009», СанктПетербург, Пулково, 5 – 11 июля, с. 293–298.

3. Simes P.J.A., Costa J.E.R. Gyrosynchrotron Emission from Anisotropic Pitch-Angle Distribution of Electrons in 3-D Solar Flare Sources // Solar Phys., 2010, V.266, p. 109–121.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

КОСМИЧЕСКИЙ СПЕКТРОМАГНИТОГРАФ

ДЛЯ МИССИИ “ИНТЕРГЕЛИОЗОНД”

THE SPACE SPECTROMAGNITOGRAPH

FOR THE INTERGELIOPROB MISSION

Спектромагнитограф состоит из двух основных блоков: спектрополяриметра – прибора для измерения параметров Стокса солнечного излучения в окрестности магнитоактивных линий, и блока математического обеспечения, позволяющего по параметрам Стокса вычислять параметры магнитного поля, поля скоростей, температур и т.д. Параметры Стокса являются функциями трех переменных – двух пространственных переменных (координат точки излучения на поверхности Солнца) и спектральной переменной (длины волны излучения). Спектрополяриметры на своих двумерных матрицах–приемниках разворачивают параметры Стокса в плоскости пространственная переменная (координата изображения Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября на входной щели спектрографа) – спектральная переменная. Развертка по второй пространственной переменной заменяется разверткой по времени за счет сканирования изображения Солнца по входной щели спектрографа.

Более популярные фильтровые магнитографы (MDI, SDO и PHI миссии Solar Orbiter) разворачивают параметры Стокса в плоскости пространственных переменных, а развертка по спектральной переменной заменяется разверткой по времени. Однако даже в PHI на всю спектральную линию приходится 5 измеряемых точек [5], в то время как в спектромагнитографах их на порядок больше. Если солнечная плазма обладает структурой, которую нельзя разрешить оптически, то это проявляется в тонкой структуре спектра магнитоактивных линий, которую в настоящее время можно изучать только с помощью спектрополяриметров. Кроме того, спектрополяриметры позволяют одновременно измерять тонкую структуры спектров нескольких линий, что существенно повышает информативность данных.

Это и определило “экологические ниши”, которые заняли фильтровые и спектромагнитографы: фильтровые магнитографы используют для исследования глобального распределения параметров солнечной плазмы, спектромагнитографы – для изучения ее тонкой структуры.

Последний тезис был убедительно подтвержден при обработке данных спектрополяриметра HINODE. При оптическом разрешении телескопа HINODE около 200 км, была получена информация о тонкой структуре магнитного поля размером до 5 км (и даже до 10 м). Было показано, что в спокойной области Солнца магнитное поле сосредоточено главным образом в трубках, расположенных преимущественно по границам фотосферной сетки, имеющим размер меньше 50–70 км и напряженность около 1 кГс.

Угловое разрешение спектрополяриметра определяется диаметром главного зеркала телескопа (апертурой) и длиной волны магнитоактивных линий. В спектрополяриметре ТАХОМАГ, также как и в спектрополяриметрах HINODE и ИЗМИРАН, используются линии FeI 6301.5 и 6302.5.

Апертура телескопа HINODE равна 500мм, и теоретическое угловое разрешение составляет 1.25·10–6 радиан или 0.26 угловых секунды. Соответственно предельное линейное разрешение с орбиты Земли будет равно км. На расстоянии в 3.5 раза меньшем, которое Интергелиозонд будет достигать в перигелии, при той же апертуре линейное разрешение возрастет до 54 км. При апертуре 400 мм предельное линейное разрешение будет составлять 68км. Таким образом, для того, чтобы проводить прямое наблюдение трубок магнитного поля, апертура телескопа ТАХОМАГ должна быть не меньше 400 мм.

Спектральное разрешение спектрополяриметра определяется шириной магнитоактивных линий, которая, в свою очередь, определяется доплеровской шириной и микротурбулентностью. Однако есть веские основания считать, что микротурбулентность определяется главным образом опСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября тически неразрешимой, но детерминированной структурой поля скоростей.

Поэтому можно ожидать, что по мере увеличения разрешения влияние микротурбулентности будет падать, и в качестве ширины линий надо брать чисто доплеровскую ширину. При температуре 4000°С доплеровская ширина линий железа составляет 23 m. Если учесть, что контур параметров Стокса, возникающий в поперечном поле, содержит три экстремума, то для того, чтобы обеспечить разрешение этих экстремумов по критерию Релея, спектральное разрешение должно быть не меньше 20 m, частота оцифровки – 10 m. Спектральная область, которую планируется использовать в ТАХОМАГ, составляет 2.4 (такая же как в HINODE и ИЗМИРАН), и на матрице регистрируется одновременно 6 таких областей в разных поляризациях. Для того чтобы обеспечить требуемую частоту оцифровки, число пиксель матрицы вдоль спектра должно быть больше 1500, реально – 2048.

В отличие от HINODE, где наведение на исследуемую область осуществляется с помощью космического аппарата, ТАХОМАГ должен наводиться оптическими средствами. Область Солнца, доступная для исследования, определяется угловым полем телескопа. При разумной сложности оптической схемы было достигнуто угловое поле диаметром 3500 угловых секунд, что при расстоянии в 60 радиусов Солнца соответствует линейному полю с радиусом, равным половине радиуса Солнца. Угловое поле телескопа HINODE – 164 угловых секунды, и при числе пиксель матрицы вдоль пространственной оси, равном 1024, обеспечивается частота оцифровки 0.16 угловых секунды. Для того чтобы наблюдать ту же самую пространственную область с расстояния в 3.5 раза меньшего, надо иметь число пиксель, равное 3500. Реально можно иметь 2048 или 4096 пиксель, но для изучения тонкой структуры достаточно 2048 пиксель. Таким образом, матрица спектрополяриметра должна иметь размер 20482048 пиксель.

Оптическая схема спектрополяриметра приведена на рис. 1. Здесь сферические зеркала M1,M2 и асферические линзы L1-L3 образуют телескоп с угловым увеличением 1:6, управляемое плоское зеркало M3 используется для наведения, сканирования и стабилизации изображения, L4, L5 – объектив, строящий изображение Солнца на входной щели спектрографа D1 шириной 5 мкм, L6-L8 – объектив спектрографа, работающий в режиме автоколлимации, G – дифракционная решетка 900 штрихов/мм, работающая во втором порядке, D2 – выходная щель спектрографа, анализатор поляризации AP вместе с объективами L11, L12 строит шесть изображений выходной щели спектрографа в шести состояниях поляризации на выходной матрице CCD1 [3, 4]. В отличие от HINODE, анализатор поляризации не имеет ни одной движущейся части, что позволяет легко варьировать экспозицию. Планируемая емкость пикселей камеры 106 электрон, и для их заполнения вблизи перигелия требуется выдержка 5–10 сек. Однако при исследовании быстрых процессов (вспышек), экспозиция может быть «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября уменьшена на порядок и более, при этом временное разрешение будет разменяно либо на пространственное разрешение за счет увеличения ширины щели и бининга, либо на уменьшение отношения сигнал/шум.

Кроме того, на матрице CCD2 может быть построено изображение Солнца либо в линии H, либо в континууме в окрестности 3000, что позволит поднять разрешение еще в 2 раза.

1. Stenflo J.O. // Collapsed, uncollapsed, and hidden magnetic flux on the quiet Sun, Astronomy & Astrophysics 529 A42 (2011) 1–20.

2. Кузнецов В.Д. // Научные задачи проекта “Интергелиозонд”, Материалы рабочего совещания по проекту «Интергелиозонд», Таруса 11–13мая 2011г.

3. Кожеватов И.Е., Иошпа Б.Н., Обридко В.Н., Руденчик Е.А., Куликова Е.Х. //Вторая версия солнечного спектромагнитографа ИЗМИРАН. Часть 1. Конструкция прибора, ПТЭ, 2011, №4, с. 130–138.

4. Руденчик Е.А., Кожеватов И.Е. //Новая версия спектромагнитографа ИЗМИРАН., Труды Пулковской конференции 2010, с. 367–370.

5. http://cdti.es/recursos/doc/Programas/ Aeronautica_espacio_retornos_industriales/Espacio/20213_2512512010113353.pdf «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

О ПРИЧИНАХ РАСХОЖДЕНИЯ ФОТОСФЕРНЫХ ОСНОВАНИЙ

ABOUT THE REASONS OF MAGNETIC TUBES PHOTOSPHERIC

BASES DIVERGENCE WITH USE OF AR NOAA 10930 EXAMPLE

In work the hypothesis that this reason can be not unique is presented. With use of AR NOAA 10930 photospheric magnetic fields evolution example (observations from December till December 13th, 2006) the possible contribution of Ampere’s force to photospheric bases of coronal magnetic plait (system is considered Magnetic tubes) divergence process with an electric current is consider.

The conclusion is drawn that contributions of processes of emersion and horizontal movement by influence of Ampere’s force on magnetic tubes photospheric bases divergence effect can be comparable on size.

Активная область (АО) 10930, наблюдавшаяся на Солнце в ноябре 2006 г. – феврале 2007 г., дала пример кэррингтоновского вращения головного пятна при ярко выраженной подвижности пятен хвостовой полярности. Последовательное всплытие новых магнитных потоков вблизи головного пятна с вращением пятен хвостовой полярности вокруг неподвижного головного пятна качественно можно объяснить на основе концепции крупномасштабной конвективной ячейки [1]. Всплытие подфотосферного вещества с «вмороженным» магнитным полем (МП) в центре ячейки сопровождается движением плазмы по фотосфере от центра ячейки к ее периферии (рис.1). Эта концепция, применительно к АО 10930, поддерживается схемой солнечного пятна, согласно [2]. Однако, физические процессы, дающие свой вклад в наблюдаемые движения солнечных пятен на фотосфере, на наш взгляд, требуют уточнения.

Были использованы данные в линии 195 космического аппарата (КА) TRACE, а также снимки в белом свете и магнитограммы продольного МП, полученные КА HINOTORI. Для исследований был выбран период с «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября по 13 декабря 2006 г., в котором вспышечная активность была на низком и очень низком уровне [3], вплоть до мощной вспышки 13 декабря 2006 г.

(X3.4/2B).

Показаны как вертикальная, так и горизонтальная составляющая движения. Внутренняя горизонтальная окружность ограничивает тень и полутень пятна, внешняя – условные очертания С 8 по 10 декабря происходило быстрое упрощение АО. Быстрое всплытие нового магнитного потока в АО 10930 11–12 декабря сопровождалось вращением и значительным смещением небольшого южного пятна [4], которое является одним из двух фотосферных оснований всплывающего жгута. Второе основание жгута было укоренено в западной части тени и полутени большого пятна (рис. 2).

Рис. 2. На левой панели – развитый магнитный жгут в АО 10930 перед вспышкой (данные в линии 195 КА TRACE). В центре и справа – фотосфера в белом свете и магнитограмма продольного магнитного поля, соответственно (данные КА HINOTORI).

Корональные электрические токи в трубках жгута были оценены по силе вертикальных токов в его основаниях на уровне фотосферы. Кластеры вертикальных фотосферных токов в тени и полутени пятен имеют характерную плотность 0.003 А/м2 [5]. В общем случае направление тока в соседних магнитных трубках может быть как прямым, так и обратным.

Предполагалось одно направление электрического тока вдоль оси трубок жгута. В этом случае, отталкивающая сила Ампера вызывается вертикальными токами противоположных направлений в двух основаниях магнитного жгута, разнесенных на 1835 тыс.км. Были измерены перемещения южного пятна относительно главного пятна (в юго-восточном направлении, рис. 3), а также его вращение (против часовой стрелки).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Сила тока оценивалась по площади одного из фотосферных оснований жгута и характерной плотности тока, и составила ~31012 А. По смещению оснований за время наблюдений, 17 тыс. км, сделаны оценки работы силы Ампера, а также средней мощности.

Для оценки скорости всплытия подфотосферной плазмы с «вмороженным» в него МП, применен оригинальный способ. Исходя из предположения, что степень закрученности магнитного жгута под фотосферой такая же, как и в хромосфере (1 оборот на 10 тыс. км), по наблюдаемой скорости вращения одного из оснований магнитного жгута (~1° за 20 мин) сделана оценка скорости всплытия магнитного жгута, «вмороженного» в подфотосферную плазму.

Рис. 3. График временных изменений среднего расстояния между фотосферными основаниями всплывающего магнитного жгута. Вертикальной чертой обозначено начало мощной вспышки 13 декабря 2006 г.

Вращение пятен при быстром всплытии магнитного жгута в корону сопровождается усилением электрического тока в корональных магнитных трубках жгута [6]. 13 декабря 2006 г. в АО 10930 произошла первая за интервал наблюдений вспышка, причем, мощная, балла X3.4. Причем, согласно [7], перед вспышкой электрический ток в корональных арках достигает величины ~1012А, а после вспышки падает на 590%. Значительное уменьшение электрического тока в магнитном жгуте после вспышки должно привести к уменьшению силы Ампера пропорционально квадрату величины тока, что согласуется с наблюдаемой в это время остановкой расхождения оснований магнитного жгута (рис.3).

Дисбаланс вертикальных электрических токов в областях вертикального МП каждой полярности, согласно [8], возрастал в АО 10930 во временном интервале с 9 по 12 декабря (включительно) с 121012 А до 571012 А. Затем, последующие двое суток наблюдалось его уменьшение «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября до 351012 А. Такая динамика вертикальных токов в АО поддерживает наше предположение о нарастании корональных электрических токов в магнитном жгуте с 9 по 12 декабря включительно. Кроме того, максимальный дисбаланс вертикальных токов, согласно [8], был именно 11 и 12 декабря, когда наблюдалось быстрое удаление фотосферных оснований жгута друг от друга (рис. 3). Это обстоятельство также поддерживает выдвинутую гипотезу.

Оценки работы силы Ампера за интервал наблюдений 8–13 декабря составили ~1033 эрг, а средней мощности ~31027 эрг/с. Оценка скорости всплытия подфотосферной плазмы с «вмороженным» МП в центре крупномасштабной конвективной ячейки составила ~20 м/с. Согласно предложенной схеме, за интервал наблюдений магнитный жгут поднимался с глубины 510 тыс. км.

Сделан вывод, что вклады от процесса всплытия и горизонтального движения под действием силы Ампера в эффект расхождения фотосферных оснований магнитных трубок с током могут быть сопоставимы по величине.

Работа выполнена при поддержке проекта РФФИ № 11-02-92202Монг_а, госконтракта № 02.740.11.0576, а также проекта № 2.2.3.1/ в рамках аналитической ведомственной целевой программы Минобрнауки «Развитие научного потенциала высшей школы (2009–2011 годы)».

1. Savinkin M.Yu., Sidorov V.I., and Yazev S.A. Unique Activity Complex between 2006 and 2007 // Geomagnetism and Aeronomy. 2009. V.49, №8. (Special Issue 2), P. 1072–1075.

http://elibrary.ru/contents.asp?issueid= 2. Weiss N.O. Sunspot structure and dynamics / Solar dynamics and its effects on the heliosphere and Earth // Dordrecht, The Netherlands. Springer. 2006. P.13–22.

3. http://www.izmiran.ru/services/saf/archive/ru/2006/obzor20061214.txt.

4. Ишков В.Н. Всплывающие магнитные потоки и вспышечные явления на Солнце // кандидатская диссер., Троицк, ИЗМИРАН, 2008 г., с. 99-101.

5. Grigoryev V.M. and Ermakova L.V. A study of the distribution of electric currents and current helicity in the photosphere at the growth stage of a bipolar active region // Solar Physics. 2002. V. 207. P. 309–321.

6. Stenflo J.O. A mechanism for the build-up of flare energy // Solar Physics. 1969. V. 8. № 1.

P.115–118.

7. Зайцев В.В., Степанов А.В. Корональные магнитные арки // Успехи физических наук.

2008. Т. 178. № 11. С. 1166–1204.

8. Ravindra B., Venkatakrishnan P., Tiwari S.K., and Bhattacharyya R. Evolution of Currents of Opposite Signs in the Flare Productive Solar Active Region NOAA 10930 // Solar and Stellar Astrophysics. (Submitted on 30 Aug 2011).

http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.5818v1.pdf.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

ТЕПЛОВЫХ ВСПЫШЕК НА СОЛНЦЕ

X-RAY RADIATION OF THERMAL FLARES ON THE SUN

Тепловые вспышки на Солнце не сопровождаются жестким рентгеновским и гамма излучениями. Структура мягкого рентгеновского излучения довольна многообразна. Временные профили излучения представляют собой как простые одиночные импульсы различной длительности, так и многоимпульсную структуру. Отсутствие жестких излучений свидетельствует о преимущественном механизме трансформации энергии магнитного поля в тепловую энергию плазмы. Cформулируем основные положения концепции тепловых вспышек:

1. Отсутствие импульсной структуры с характерным временем менее 1 с во временных профилях рентгеновского излучения (до 20 кэВ).

2. Высокие значения концентрации плазмы в источнике ne 1010 см– (эффект испарения частиц не имеет места).

3. Единство областей энерговыделения и ускорения (нагрева), представляющих систему низких петель магнитного поля (масштаб высоты не более 5000 км).

4. Охват практически всей (или ее большей части) низкой петли областью излучения.

5. Наличие рентгеновского излучения в результате тормозного излучения тепловой плазмы с максвелловским распределением по энергиям.

6. Ограничение температуры (не более 20 кэВ) и меры эмиссии рентгеновского излучения ЕМ = n2 V (более 1044 см –3).

Рассмотрим тепловые вспышки, взятые из наблюдений «КОРОНАСФ» [1].

О тносител ьны е единицы Предположим, что в момент времени t0 произошел импульсный нагрев плазмы с температурой T = 106K и однородной плотностью ne = см–3. Область источника – цилиндрический слой с осью s вдоль силовых линий магнитного поля.

В предположении осевой симметрии уравнение теплопроводности имеет вид здесь t – время, s – пространственная координата вдоль магнитного поля, T – температура, ne – плотность электронов, 0 – коэффициент электронной теплопроводности, для которого используется формула [2] L – функция лучистого охлаждения, Q – функция нагрева.

Интенсивность теплового рентгеновского излучения рассчитывалась по формуле [3]:

При приведении уравнений к безразмерному виду за масштабы принимались: sm = 108 см, Tm = 106К, nm =ne = 1011 см3, tm = 10 сек.

Зависимость функции лучистого охлаждения от температуры была рассчитана в работе [4]. Для интервала температур (106–5*107) кривая лучистых потерь моделировалась экспоненциальной функцией параметры L0, a, b подбирались таким образом, чтобы отразить характерные особенности кривой.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Начальное распределение температуры зададим гауссианом с пространственной дисперсией s0 и максимальным значением температуры Tmax = 107K:

где Т0 – равновесное значение температуры плазмы; будем считать также, что поток тепла через границы области отсутствует: T/s = 0 при s = 0 и s = sk – на границах области. Для расчётов вводим x = s/sm – безразмерную координату.

Рассмотрим некоторые варианты функции нагрева.

Предположим, что за импульсом первоначального нагрева с некоторым запаздыванием следует второй импульс:

Q(t,x) = 2exp(–(t – 10)2)(exp(–x2/0.052) (Величина Q – в безразмерных единицах: Qm = (3nmkTm)/ tm.) (Рис. 2а) Расчёты дают распределение температуры по длине слоя для разных моментов времени (Рис. 2б) и интенсивности рентгеновского излучения (Рис. 3а) от всей области (xk) и (Рис. 3б) – в зависимости от координаты вдоль петли:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Предположим теперь, что за начальным импульсом следуют два импульса: один – через 10 с., второй – через 120 с:

Q(x,t) = 2(exp(–(t – 10)2) + 0.5exp(–(t – 120)2/4))*(exp(–x2/0.022)) – (Рис. 4а) Распределение температуры по области для разных моментов времени – (Рис. 4б).

Вид кривой интенсивности отражает наличие второго импульса (Рис. 5а); зависимость интенсивности излучения от части области представлена на Рис. 5б.

Таким образом, мы видим, что модель позволяет получить основные особенности формы временных профилей интенсивности мягкого рентгеновского излучения тепловых вспышек.

1. А.С. Гляненко, Ю.Д.Котов, А.И. Архангельский, А.С. Буслов, В.Н. Юров, В.А. Дергачёв, Г.А. Матвеев, Е.М. Круглов, В.П. Лазутков, М.И. Савченко, Д.В. Скородумов, А.Г.

Пятигорский, И.И. Шишов, Е.М. Хилькевич, Г.И. Васильев, С.Ю. Крутьков. Известия РАН, Серия физическая, 2011, т.75, № 6, с.793-795.

2. Спитцер, Л. Физика полностью ионизованного газа. Изд. ИЛ, М., 1957.

3. P.B. Dmitriev, I.V. Kudryavtsev, V.P, Lazutkov, G.A. Matveev, M.I. Savchenko, D.V.

Skorodumov and Yu.E. Charikov. Solar System Research, 2006, Vol. 40, No. 2, pp. 142– 152.

4. Raymond J.C., Cox D.P., Smith B.W. ApJ., Vol. 204, p. 290-292, 1976.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

МОДЕЛИРОВАНИЕ ЖГУТОВОЙ СТРУКТУРЫ

ХРОМОСФЕРНОЙ ВСПЫШКИ

THE MODELING OF HELICAL STRUCTURE OF FLARE FILAMENT

IN CHROMOSPHERE

Solar Dynamic Observatory (SDO) предоставила уникальную возможность получать изображения солнечных вспышек в УФ линиях с высоким пространственным и временным разрешением. Одно из таких хорошо «задокументированных» явлений – вспышка, произошедшая вблизи западного лимба 07.06.2011 около 6:11 UT и длившаяся примерно полтора часа.

Она отличалась рядом замечательных особенностей:

1. Огромным количеством холодного хромосферного вещества, выброшенного в корону и, частично, в межпланетное пространство. (Это, очевидно, связано с низким исходным залеганием как улетевшего магнитного волокна, так и основной вспышечной петли).

2. Отчетливо видимой жгутовой структурой обоих волокон: первого, послужившего мощным драйвером выброса, и второго, поднявшегося в нижнюю корону вслед за первым, но не улетевшего, а остановившегося и ставшего источником вспышечного энерговыделения. Видео, выложенное на сайте SDO и составленное из изображений, полученных прибором AIA в линиях 171, 193 и 211 А, позволяет заметить вращательные движения газа возле основания «ног» поднимающейся магнитной петли.

3. Динамический выброс предшествовал вспышке, выделение энергии началось в нижнем волокне, примерно через 10 минут от начала движения верхнего волокна, когда оно, наполненное холодным и плотным хромосферным газом, уже значительно отдалилось по высоте и не могло непосредственно влиять на процессы в нижнем вспышечном волокне.

В целом, из анализа изображений вспышки 07.06.11 следует, что в данном случае имел место последовательный выход в верхние слои солнечной атмосферы двух скрученных волокон-жгутов, первый из которых породил СМЕ, а второй – вспышку (рис. 1). «Стандартная» модель вспышСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября ки [1, 2], связывает ее с вертикальным токовым слоем, который образуется под поднимающейся магнитной петлей, так что вытекающая из него горячая плазма и ускоренные в слое частицы «обжигают» нижележащие магнитные петли, что, собственно, и порождает вспышечное свечение в большом объеме (рис. 1, слева). Согласно этой модели потоки горячей плазмы должны идти из области пересоединения не только вниз, но и вверх, вслед за улетающим магнитным жгутом-драйвером. Кроме того, должны были бы наблюдаться достаточно быстрые движения плазмы поперек вертикального слоя, доставляющие магнитное поле в область пересоединения в течение всего времени вспышки (рис. 1, слева). Однако ничего этого в данном событии не наблюдается. Никаких признаков вертикального токового слоя нет. По-видимому, вспышка происходит непосредственно в плазме нижнего жгута за счет энергии протекающих в нем электрических токов.

Рис. 1. Слева – схема стандартной модели вспышки; в середине – магнитная структура вспышки 07.06.11, состоящая из двух магнитных жгутов; справа – геометрия системы.

Вспышка длится более 5 103 c, а характерное время установления равновесия в системе (или время перехода в динамический режим убегания, если иметь в виду верхний жгут) составляет примерно a aVA1 и R RVA1, где a – радиус поперечного сечения жгута, R – радиус кривизны его магнитной оси, а VA – альвеновская скорость. В данном случае a 0.5 109 cm, R 0.5 1010 cm, а VA составит примерно 108 cm / c, если принять, что средняя плотность газа в волокне равна хромосферной на уровне переходного слоя ( 10 12 3 ), а магнитное поле имеет напряженность 100 300 Гс (чтобы обеспечить энергетику вспышки). Тогда a aVA1 5 10c, а R RVA1 100c, что значительно меньше времени продолжительности вспышки. Это означает, в частности, что вспышечное волокно можно считать квазистатическим образованием, т.е. полагать, что система, эволюционируя во времени вследствие больших омических потерь, проходит непрерывную последовательность равновесных состояний, поскольку скорость изменения ее параметров во времени много меньше альвеновской.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября 3. Уравнения и постановка магнитогидростатической задачи Для расчета структуры магнитного поля и плазмы в области вспышки, рассмотрим магнитогидростатическую задачу для прямых волокон, расположенных горизонтально в плоской равновесной атмосфере. К длинным волокнам применимо условие трансляционной симметрии: инвариантность относительно произвольных смещений вдоль оси волокна. Пусть в декартовых координатах x, y, z это будет ось у, а ось z направим вертикально вверх, ведя отсчет от границы переходного слоя между хромосферой и короной (Рис.1, справа). Тогда сила тяжести Fg = g ( z )e z, где плотность газа, и система уравнений магнитной гидростатики примет вид:

Обозначения традиционны: В – магнитное поле, Р, Т – давление и температура газа. Уравнение (1) описывает баланс сил в равновесной системе, (2) – соленоидальность магнитного поля, а (3) – состояние идеального газа. Система (1)–(3) неполна: в ней отсутствует уравнение переноса энергии, поэтому в магнитогидростатике некоторые зависимости следует задавать дополнительно. При наличии трансляционной симметрии система (1)–(3) сводится к следующей тройке уравнений [3]:

Здесь A ( x, z ) = B z d x – поток вертикального поля через прямоугольную горизонтальную площадку единичной ширины (в направлении оси y ) и длины x (введенный так поток A( x, z ) совпадает с y – компонентом вектор-потенциала магнитного поля). Геометрическая форма магнитных силовых линий в проекции на плоскость x,z дается условием A( x, z ) = const.

Полоидальные компоненты поля определяются через А:

а продольное поле при наличии трансляционной симметрии зависит только от A( x, z ) : B y ( A ) Таким образом, магнитная структура равновесной конфигурации в решающей степени определяется функцией A( x, z ).

4. Магнитная структура волокна и модель гидростатической короны Выберем функцию магнитного потока A( x, z ) в следующей форме:

где B0 – напряженность горизонтального магнитного поля в начале координат, т.е. на оси волокна x = 0 и на уровне z = z0, от которого начинается отсчет высоты для данного магнитного распределения, k – множитель, заСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября дающий обратный масштаб системы. Распределение (8), симметрично по x относительно начала координат и описывает уединенное образование:

магнитное поле, быстро и монотонно уменьшаясь, обращается в нуль как при z ±, так и при x ±. На рис. 2a,б,в представлен характерный вид магнитного поля волокна в поперечном сечении и структура атмосферы.

Рис. 2. а – Магнитная структура волокна (8) в плоскости x-z: A( x, z ) = const при z0 = и k = (5Mm)1. By – поле, перпендикулярное картинной плоскости, не показано. Черным кружком отмечено место наибольшей концентрации газа, светлым – наименьшей.

б – Ход температуры (МК) и молярной массы газа ( / 3 ) с высотой в гидростатической неизотермической атмосфере (хромосфере и короне); единица длины 10 Мм.

в – Высотный ход давления и концентрации газа в той же модели атмосферы.

Подставим (8) в уравнение (4), произведем дифференцирование и представим левую часть уравнения как функцию переменных A и z :

Проинтегрируем (9) по переменной A (рассматривая z как параметр) от до А, т.е., начиная от очень удаленной точки (где A = 0 и давление газа равно его невозмущенной гидростатической величине: P(0, z ) = P0 ( z ) ) до некоторой точки внутри волокна с определенным значением A( x, z ) :

Плотность найдем согласно (5), взяв отсюда частную производную по z :

Как видно из (10) и (11), «магнитная добавка» к давлению, обусловленная скрученностью поля (последний член справа в (10)) всюду положительна, а добавка к плотности пропорциональна ( z z0 ), т.е. положительна в верхней части конфигурации и отрицательна – в нижней (см. рис. 2а).

Функции P0 ( z ), 0 ( z ) в (10) и (11) описывают внешнюю среду – гидростатическую солнечную корону, модель которой построена в [4]. Здесь мы применим уточненный вариант этой модели, распространенный на нижеСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября лежащие хромосферные слои. Начало координат (z = 0) для внешней среды выбрано у нижней границы переходного слоя, на высоте около 1500 км над фотосферой, в слое с физическими параметрами [5,6]:

Ниже этого уровня давление и плотность газа в хромосфере очень быстро нарастают в глубину а температура падает до 4170 К в слое температурного минимума, где z = 1000 km; n = 1.5 1015 3 ; P = 103 / 2. Выше уровня переходного слоя, при z > 0, уже к высотам в несколько десятков тысяч км температура короны, как известно из наблюдений, резко и монотонно растет до значений Tc (1 2) 106 K. Мы примем Tc 1.5 106 K. Высотный ход температуры, плотности и давления газа показан на Рис. 2,б,в.

Вписать непрерывным образом равновесное распределение (8), (10), (11) в резко неоднородную внешнюю среду (хромосферу и корону) несложно, если напряженность поля, как это бывает при моделировании спокойных протуберанцев, не превышает 10 Гс [4]. В этих случаях можно в достаточно широких пределах менять параметры системы: высоту нульпункта z0, напряженность поля B0, вертикальный и поперечный масштабы и пр. – равновесие оказывается параметрически устойчивым.

Ситуация резко усложняется, когда напряженность поля приближается к 100 Гс. Здесь равновесие становится очень «хрупким» в том смысле, что даже очень малое изменение параметров приводит к нарушению равновесия, которое выражается в том, что в некоторой точке плотность газа и, соответственно, – температура, переходят через ноль, что невозможно по физическому смыслу этих величин. Рис. 3 иллюстрирует сказанное.

Здесь показано температурное распределение в волокнах, верхнем и нижнем, при конкретных значениях параметров системы.

б – T ( x, z ) при z < 0 и неизменности остальных параметров;

в – T ( x, z ) при z < 0, но при B0 = 89.22 для тех же значений других параметров.