Микровспышки в рентгеновском диапазоне излучения солнца

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК

На правах рукописи

МИРЗОЕВА ИРИНА КОНСТАНТИНОВНА

МИКРОВСПЫШКИ

В РЕНТГЕНОВСКОМ ДИАПАЗОНЕ

ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА

Специальность 01.03.03. – физика Солнца

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени

кандидата физико-математических наук

Москва

2006

Работа выполнена в отделе физики плазмы Института космических

исследований Российской Академии Наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук,

профессор

Писаренко Новомир Федорович

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

Лившиц Моисей Айзикович

доктор физико-математических наук

Терехов Олег Викторович

Ведущая организация: Московский инженерно-физический институт

Защита диссертации состоится 1 июня 2006г. в 12 часов на открытом заседании диссертационного совета Д 002.113.03 ИКИ РАН по адресу: 117997, ул.Профсоюзная 84/32

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

Автореферат разослан 2006г.

Ученый секретарь

диссертационного совета, к.ф.-м. н. Т.М.Буринская

Общая характеристика работы.

Актуальность темы.

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 в этих направлениях. 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 космических аппаратах серии “Прогноз”. В настоящее время измерения ведутся на спутниках различных типов, в том числе, на спутниках серии GOES, YOHKOH, SOHO. С 1995 по 2000г.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 1032 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.,2000), (Бенца и Григиса, 2002), (Крукера и др., 2002). 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.

Цели и задачи исследования.

Целью данной 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.

Результаты, полученные в данной работе, 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, выносимые на защиту.

1. По данным, полученным в проекте “Интербол-Хвостовой зонд” был выделен и обработан ряд периодов (в работе приведены данные в основном за 1995год), 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 10-8 Вт/м2;

- превышение максимальной интенсивности

всплеска над тепловым фоном: 1 5 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 фона – рентгеновского излучения солнечной короны, что позволяет сделать вывод о существенном вкладе энерговыделения микровспышек в процесс нагрева солнечной короны.

Все эти результаты, по существу, являются новыми результатами. В соответствии с принятой формой представления, можно записать их в следующем виде.

Научная новизна полученных результатов.

1. По данным проекта “Интербол-Хвостовой зонд” в год солнечного минимума впервые выделен ряд периодов, в которых наблюдались солнечные события очень малой мощности в рентгеновском диапазоне излучения Солнца.

В области энергий от 2 до 15 кэв выделен новый класс солнечных событий (класс 0), зарегистрированы характеристики данного класса событий.

2. При анализе солнечных событий малой мощности (микровспышек) обнаружен ряд новых закономерностей: существование нижнего предела в распределении микровспышек по энерговыделениям, смешанный характер процессов образования рентгеновского излучения в этих микровспышках.

3. Обнаружено смещение максимума энергетического спектра микровспышек в зависимости от фазы в цикле солнечной активности.

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

5. Впервые экспериментально выявлена взаимосвязь микровспышек и теплового фона солнечной короны.

Личный вклад соискателя.

Диссертационная работа является самостоятельным научным исследованием. Соискателю принадлежит выбор направления исследования солнечных событий малой мощности, определение характеристик и поиск закономерностей в этих событиях, а также предложение на основе полученных экспериментальных данных модели микровспышки как одного из этапов солнечного вспышечного события. Соискателем разработан план исследований, проделана большая работа по обработке и анализу экспериментального материала по проекту. При анализе полученного материала автором привлекались данные, полученные в проектах GOES, RHESSI, а также работы других авторов, посвященные исследованию солнечных событий малой мощности.

Апробация работы.

Материалы диссертации докладывались автором на научно-технических советах отдела физики плазмы ИКИ РАН, на конференции по физике Солнца “Солнечная активность и параметры ее прогноза” в Крымской Астрофизической Обсерватории (2002г.), на конференции “Трансформация волн, когерентные структуры и турбулентность”, ИКИ РАН (2004г.).

Публикации.

Результаты диссертационной работы опубликованы в 9 научных работах.

Структура и объем диссертации.

Диссертация изложена на 112 страницах машинописного текста, состоит из введения, трех глав, заключения, списка использованной литературы и приложения. Текст содержит 27 рисунков. Список использованных источников включает 40 наименований, в том числе иностранных – 14.

Содержание работы.

Глава 1. Солнечные вспышки – основной элемент

солнечной активности.

1.1. Общие характеристики солнечных вспышек.

Существуют различные проявления солнечной активности, которые включают в себя: 1). активные области, связанные с выходом из конвективной зоны на поверхность Солнца плазмы с магнитным полем, проявляющееся в процессе пятнообразования; 2). вынос магнитного поля в нижнюю хромосферу и корону и связанные с этим процессом плазменные образования в солнечной атмосфере: спикулы, корональные петли, протуберанцы; 3). солнечные вспышки и корональные выбросы.

Наиболее известным проявлением солнечной активности являются вспышки. Вспышкой принято считать проявление солнечной активности, связанное с довольно быстрым и локально сконцентрированным энерговыделением. Различными наблюдениями установлено, что вспышки связаны с активными областями на поверхности Солнца. Во время вспышки наблюдается значительное увеличение яркости в хромосферных линиях, в Н водорода и в других линиях. Во вспышках наблюдается ускорение заряженных частиц: электронов и ядер. Иногда, при самых сильных вспышках, наблюдаются ускоренные протоны высоких энергий и гамма-излучение. Во время вспышки происходят значительные возрастания излучения в различных длинах волн

электромагнитного спектра: в радиодиапазоне, в ультрафиолетовой, рентгеновской и видимой областях.

Энергия большой вспышки достигает 31032 эрг, ее основная часть выделяется в течение десятков минут. Такое большое энерговыделение крупных вспышек приводит к взрыву в солнечной атмосфере, результатом чего является образование ударной волны и всех вторичных явлений в солнечной атмосфере и короне, связанных с эволюцией этой волны. У крупных вспышек, можно считать, что половина энерговыделения уходит на ускорение заряженных частиц, а половина энергии идет на МГД-взрыв. Скорости МГД-волн, образующихся при взрыве, могут превышать 1000 км/с. Вспышки с энерговыделением от 1028 до 1032 эрг представляют основную долю крупных, средних и более слабых (чем средняя) вспышек.

Вспышки с общим энерговыделением меньше 1027 эрг принято считать малыми вспышками или солнечными событиями малой мощности (раньше часто употреблялся термин “субвспышки”). Нижний предел общего энерговыделения во вспышке, как считается в настоящее время, близок к E0 1025 эрг.

Активное изучение солнечных вспышек с помощью приборов, установленных на космических аппаратах, с привлечением наблюдательных данных, полученных в наземных обсерваториях, ведется с начала 60-х годов прошлого века. Подавляющая часть исследований по вспышкам посвящена солнечным событиям большой мощности по той простой причине, что их легче наблюдать и регистрировать их характеристики. Поэтому, основные наблюдательные данные и сделанные на их основе выводы, в большинстве случаев относились к солнечным событиям большой мощности.

С 1969 года и по настоящее время принята классификация солнечных вспышек по мощности потока рентгеновского излучения вспышки (мощность всплеска в максимуме), достигающего земной орбиты. Мощность потока рентгеновского излучения вспышки измеряется в ваттах на квадратный метр (Вт/м2). Современная классификация солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне 2-15 кэВ выглядит следующим образом:

класс вспышки мощность всплеска

(Вт/м2)

X 10-4 - 10-3

M 10-5 - 10-4

C 10-6 - 10-5

B 10-7 - 10-6

A 10-8 - 10-7

Данная шкала была применена в проекте GOES в середине 80-х годов и успешно используется по настоящее время.

Как видно из данной классификации, самыми малыми солнечными событиями считаются вспышки класса А с потоком рентгеновского излучения в максимуме 10-8 - 10-7 Вт/м2. Одной из нескольких целей данной работы является вопрос о существовании самых слабых солнечных событий – вспышек с потоком рентгеновского излучения в максимуме менее 10-8 Вт/м2.

1.2. Физические процессы в солнечных вспышках.

По современным представлениям для возникновения вспышки в хромосфере Солнца необходимым условием является существование на поверхности Солнца активной области, т.е. области с локально усиленным магнитным полем. Предвспышечная ситуация возникает в том случае, когда в хромосфере близ нулевой линии магнитного поля образуется токовый слой, в магнитном поле которого накапливается избыточная, по сравнению с потенциальным магнитным полем, энергия. Эта гипотеза была впервые высказана в работах Джованелли и получила развитие и экспериментальное подтверждение в работах А.Б.Северного. Детальное развитие теория предвспышечных токовых слоев получила в работах С.И.Сыроватского, Б.В.Сомова, С.В.Буланова, Э.Р.Приста, А.Г.Франк.

Согласно гипотезе С.И.Сыроватского причиной вспышки является избыточная энергия, накопленная в плазменно-магнитной конфигурации, которая может диссипировать только путем слома этой конфигурации.

В результате, вдоль нулевой магнитной линии образуется токовый слой. Согласно МГД-приближению, при движении идеальной жидкости (в данном случае газа) могут возникать разнообразные разрывы, ударные скачки и волны. Вокруг разрыва магнитные силовые линии могут перезамыкаться и образовывать новую плазменно-магнитную конфигурацию, а выделившаяся в результате этого процесса энергия освобождается и диссипирует, в том числе ускоряет окружающие частицы и нагревает плазму. В течение этого процесса за относительно небольшой промежуток времени (порядка десятков минут) выделяется огромная энергия: от 1025 – 1026 эрг в мелких вспышках до 1031 – 1032 эрг в крупных. Основная часть энергии вспышки выделяется в виде ускоренных потоков частиц – электронов, протонов, ионов, которые, взаимодействуя с частицами плазмы и, двигаясь по сложным траекториям относительно магнитных силовых линий, пронизывающих хромосферу и корону, проявляются в различных диапазонах электромагнитного спектра: в радиодиапазоне, в возрастаниях ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Другая часть освобожденной энергии идет на развитие МГД-взрыва в месте максимального освобождения энергии. Часть электронов, ионов и протонов (протоны ускоряются в основном в самых больших вспышках) уходит за пределы солнечной атмосферы и начинают двигаться в космическом пространстве.

С.И.Сыроватский дает аналитические оценки параметров вспышечного токового слоя и параметров окружающей плазмы. Эти оценки получены из системы основных уравнений электродинамики плазмы: уравнения неразрывности, уравнения импульса, уравнений Максвелла и закона Ома.

Вспышка представляет собой довольно сложный интегральный процесс. Разные области плазменно-магнитной структуры вспышки могут находиться в один и тот же момент времени на разных стадиях развития. По данным измерений в различных диапазонах электромагнитного спектра невозможно четко разграничить различные фазы вспышки. Поэтому данная модель - это всего лишь схема основного механизма вспышки. Уточнение этой модели и приведение ее в соответствие с действительностью есть предмет дальнейших исследований и, отчасти, предмет данной работы.

Реальная ситуация, которая способствует возникновению вспышки в солнечной хромосфере и короне, намного сложнее приведенной схемы.

Однако, по современным представлениям, токовые слои на Солнце иногда могут возникать и существовать какое-то продолжительное время, не создавая вспышечной ситуации, т.е. токовый слой есть необходимое, но не достаточное условие возникновения вспышки.

Согласно последним данным, использованным в нашей работе, энерговыделение самых слабых вспышек лежит в диапазоне от 1025 до 1026 эрг, а характерный размер области энерговыделения оценивается как 10 км (Писаренко, Ликин 1995). В этой же работе высказана идея о том, что такие минимальные активные области (области минимального энерговыделения) на Солнце ответственны за самые слабые солнечные события и могут представлять собой как бы элементарные акты энерговыделения – “кванты” солнечного вспышечного энерговыделения.

1.3. Солнечные события малой мощности.

Подавляющее количество работ по изучению солнечных вспышек, посвящено крупным солнечным событиям. Это связано, в основном, с возможностями наблюдений. В последнее время экспериментальные возможности по изучению более мелких солнечных событий значительно возросли.

Напомним, что солнечным событием малой мощности принято считать события с общим энерговыделением до 1027 эрг, в том числе, солнечной вспышкой малой мощности можно считать солнечные события с максимумом мощности рентгеновского всплеска 10-7 Вт/м2 – класс А по приведенной выше классификации. Такие солнечные вспышки, в большинстве случаев, регистрируются в области мягкого рентгена, т.е. в области энергий 2 – 15 кэВ.