Солнечные вспышки как природная лаборатория плазменных процессов

Кузнецов А.А.

Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск

2

Основные параметры Солнца:

R=696 000 км

А.Е.=150 000 000 км

Teff=5762 К

3

Химический состав:

H: ≈91%

He: ≈9%

<M>≈1.27

Параметры спокойной солнечной короны (вне активных областей):

B≈0.1 – 0.5 Гс (1 Тл=104 Гс)

T≈1 МК (90 эВ)

n0≈108 – 109 см-3

Хромосфера Переходная область Корона

4

Внутреннее магнитное поле Солнца:

B≈3×104 – 105 Гс

5

Солнечная корона в EUV

Высота магнитных петель: 20 – 50 тыс. км (иногда до 150 тыс. км и выше)

Радиус магнитных петель: около 3 тыс. км (до 10 тыс. км)

6

Магнитное поле в солнечных пятнах (на уровне фотосферы):

B≈2000 – 3000 Гс

7

«Стандартная» модель вспышки

нарушение равновесия →

формирование токового слоя →

магнитное пересоединение →

нагрев плазмы и ускорение частиц →

нагрев и «испарение» хромосферы

8

Мягкое рентгеновское излучение (~1 кэВ)

Жесткое рентгеновское излучение (23 – 33 кэВ)

9

Характерные размеры:

Высота: в среднем 20 – 50 тыс. км

Радиус магнитных трубок: около 3 тыс. км

Продолжительность импульсной фазы: порядка 10 минут (+ постимпульсная фаза длительностью до нескольких часов)

Параметры плазмы и магнитного поля в активных областях:

n0≈1010 – 1012 см-3

T≈10 – 40 МК (0.9 – 3.5 кэВ)

B≈1000 – 2000 Гс (в основании!)

B в вершине – ? (в 1 – 10 раз меньше)

10

До 50% энергии магнитного поля передается ускоренным частицам.

Электроны – до 100 МэВ

Протоны – до 1 ГэВ

Механизмы ускорения:

• Ускорение постоянным электрическим полем

• Стохастическое ускорение

• Ускорение в сжимающейся магнитной петле

11

УФ-излучение →

• Структура активной области

• Температура плазмы

• Плотность плазмы (?)

12

Жесткое рентгеновское излучение (HXR) →

• Структура активной области

• Спектр ускоренных частиц

• Количество ускоренных частиц

RHESSI

13

Вспышка в HXR (по данным RHESSI)

14

Характеристики ускоренных электронов:

Спектр: степенной (f~E-γ, γ≈1.5 – 15)

Энергия: до десятков МэВ

Полный поток: до 1037 e-/с

Концентрация: ? (возможно, до 1010 см-3)

Интенсивность рентгеновского излучения с E>20 кэВ (на орбите Земли): 101 – 105 фотонов/(с см2)

15

Двойное степенное распределение (double power law)

16

θ=90°

n0=3×1014 см-3

nb=3×1011 см-3

E=0.1 – 1.4 МэВ

распределение по энергии – степенное (γ=1.5)

направленный пучок (Δα≈10°)

17

Наблюдения в радио и микроволновом диапазоне:

• Интерферометры (дают двумерные изображения Солнца на фиксированной частоте)

• Спектрографы (наблюдают Солнце как целое, дают динамический спектр излучения)

↓

• Структура активной области

• Плотность плазмы (?)

• Напряженность магнитного поля (?)

• Параметры ускоренных частиц (?)

18

Гиросинхротронное излучение

Интенсивность излучения:

19

Наблюдаемая интенсивность излучения: до 105 sfu (sfu=10-22 Вт/(м2 Гц))

Максимум спектра – примерно на 10 ГГц

Поляризация: соответствует O-моде в оптически толстой области, X-моде в оптически тонкой области.

Теоретический спектр гиросинхротронного излучения (от электронов со степенным спектром)

Пример наблюдаемого спектра солнечного микроволнового излучения

τ>>1 τ<<1

20

Вспышка в микроволнах (по данным радиогелиографа Nobeyama)

21

θ=90°

L=5 см

B=4 Тл

n0=3×1014 см-3

T0=1.5 кэВ

nb=3×1011 см-3

E=0.1 – 1.4 МэВ

распределение по энергии – степенное (γ=1.5)

направленный пучок (Δα≈10°)

22

θ=90°

L=5 см

B=4 Тл

n0=3×1014 см-3

T0=1.5 кэВ

nb=3×1011 см-3

E=0.1 – 1.4 МэВ

распределение по энергии – степенное (γ=1.5)

изотропный пучок

23

Плазменный механизм генерации радиоизлучения

Неустойчивое распределение электронов →

плазменные колебания (с частотой ω≈ωp) →

электромагнитные волны (с частотой ω≈ωp или ω≈2ωp)

Ширина полосы излучения:k

kkvTe

2

223

Законы сохранения в нелинейных процессах:

24

Всплески III типаωp

2ωp

Пучковая (bump-on-tail) неустойчивость

Плазменные колебания распространяются (первоначально) параллельно магнитному полю

25

Всплески IV типа

26

Схема источника всплесков IV типа

Конусная (loss-cone) неустойчивость

Плазменные колебания распространяются (первоначально) перпендикулярно магнитному полю

27

Излучение на первой гармонике плазменной частоты:

Излучательная способность:

Поглощение (оптическая толщина):

Поляризация – 100% O-мода

Излучение на второй гармонике плазменной частоты:

Излучательная способность:

Поглощение (оптическая толщина):

Поляризация зависит от конкретных условий

nT

W~

2

~

nT

W

HfT 22/3171 105.1

16/12

Для обеспечения наблюдаемой интенсивности излучения достаточно W/nT≈10-8 – 10-6

28

n0=3×1014 см-3 (fp=156 ГГц)

T0=1.5 кэВ

k≈ωp/c

Δk≈k

плазменная турбулентность – изотропная

Δf≈1.33 ГГц (на первой гармонике)

Δf≈2.66 ГГц (на второй гармонике)

29

О поляризации излучения на удвоенной плазменной частоте: Для квазипродольного распространения излучения и изотропной турбулентности:

BE1

BE

B

E

Upper-hybrid waves

O-mode X-mode

E2

Если как плазменные, так и электромагнитные волны распространяются поперек магнитного поля, то степень поляризации может достигать 100% (в X-моде)

30

Результаты расчета процесса нелинейного слияния верхнегибридных волн.

Турбулентность – анизотропная (генерируется электронным пучком с двусторонним симметричным конусом потерь).

31

Переходное излучение

Быстрая частица

Частицы фоновой плазмы

Переходное излучение подавлено при Be

pe

Te f

f

v

v

32

Высокочастотные микроволновые всплески

Результаты наблюдений Solar Submillimeter Telescope (SST), Аргентина

33

Механизм формирования всплесков:

излучение на удвоенной плазменной частоте в хромосфере (?)

Условия в источнике излучения:

n0=(1 – 6)×1014 см-3

B≈1000 – 3000 Гс (0.1 – 0.3 Тл)

T=?

Субтерагерцевые всплески наблюдаются только во вспышках средней мощности (M-класса).

34