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.
В одной из последних работ (Krucker, Christe, Lin 2002) были исследованы рентгеновские вспышки малых энергий в области рентгеновского спектра от 3 до 12 кэВ. Исследование велось спектрометром RHESSI, предназначенным для регистрации низкоэнергичной компоненты рентгеновского излучения Солнца и построения изображения солнечного диска. В этой работе было показано, что в одном случае, зарегистрированные в течение одного часа 7 микровсплесков рентгеновского излучения, представляют собой суперпозицию тепловой и нетепловой компонент и характеризуются в каждом всплеске весьма низким энерговыделением: 1026 - 1027 эрг.
В работе (Aschwanden et al. 2000) исследовались параметры так называемых нановспышек. Так в некоторых работах называются одни из самых слабых проявлений вспышечной активности - возрастания в ультрафиолетовом диапазоне на длинах волн 171 и 195 ангстрем наблюдаемые даже в период спокойного Солнца. В этой же работе проведена классификация практически всех солнечных событий, лежащих в широком энергетическом диапазоне от 1024 до 1032 эрг. Вспышкой авторы этой работы предлагают считать практически любое из локальных и не слишком продолжительных энерговыделений на Солнце. В таком случае, даже простой прогрев солнечной плазмы, например, при образовании или трансформации очень маленьких магнитных структур в хромосфере, который обычно проявляется в генерации ультрафиолетовых возрастаний, следовало бы называть вспышкой. Такой подход, однако, не очевиден. Вся эта проблема требует дальнейшего уточнения, и в настоящее время, в известной степени, условна. С одной стороны ясно, что само энерговыделение может носить непрерывный характер и пока еще трудно указать, чем бы оно могло быть ограничено снизу. С другой стороны, нам хотелось бы поставить где-то на этом пути “забор”, отделяющий собственно вспышку от непрерывного энерговыделения.
С нашей точки зрения, термином “вспышка” целесообразно обозначать только такое локальное энерговыделение на Солнце, следствием которого является появление некоторого порогового
количества горячих или ускоренных электронов и, как следствие этого, возрастание рентгеновского излучения (всплеска) теплового или тормозного происхождения. Эти ускоренные частицы могут
появляться в локальных электрических полях, которые в свою очередь могут возникать при развитии неустойчивостей и появлении разрывов в токовых слоях в активной области. Таким образом, вспышка - это результат такого изменения плазменно-магнитной структуры активной области, следствием которого являются перечисленные выше процессы. Именно этой точки зрения придерживается автор данной работы.
Вспышка - это еще и интегральный процесс, связанный с очень многими физическими явлениями, которые могут накладываться друг на друга. Именно поэтому очень сложно определить причинно-следственные связи в механизме вспышки. В связи с этим, особенно важно исследование вспышек малых энергий, которое даст возможность минимизировать интегральные эффекты и более точно выделить последовательность физических процессов (цепочку) в развитии вспышки.
В данной диссертационной работе ставится вопрос о возможности существования рентгеновских всплесков с мощностью менее 10-8 Вт/м2, т.е. существование класса слабых рентгеновских всплесков, находящегося ниже порога классификации рентгеновских вспышек (обозначим его как класс 0).
Интерес к нижнему порогу при наблюдении рентгеновских вспышек вызван представлением о том, что взрывную фазу вспышки можно представить в виде совокупности элементарных вспышечных всплесков. Так, как уже было сказано выше, согласно работе (Писаренко, Ликина 1995), вспышка представляет собой суперпозицию некоторого числа элементарных актов освобождения энергии.
Очень мало исследованным на сегодняшний день остается тепловой рентгеновский фон солнечной короны и его связь с солнечными событиями малой мощности. Исследование в этой области могут пролить свет на проблему нагрева солнечной короны.
Глава 2. Экспериментальные наблюдательные данные, полученные в проекте “Интербол - Хвостовой зонд”.
2.1. Фотометр РФ-15И-2 для регистрации излучения солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне.
Основное назначение прибора РФ-15И-2 заключается в измерении жесткого и мягкого диапазонов рентгеновского излучения солнечных вспышек. Прибор состоит из двух блоков - блока детекторов и блока с бортовым компьютером. Блок датчиков условно можно разделить на две части: на фотометр жесткого рентгеновского излучения, регистрирующий излучение от полного диска Солнца с высоким временным разрешением и на фотометр, регистрирующий излучение мягкого рентгеновского диапазона.
Для исследования рентгеновского диапазона 2-8 кэВ был применен аргоновый пропорциональный счетчик с окном из бериллия толщиной 100 микрон и площадью 0.05 см2, а для регистрации более энергичных всплесков использовался сцинтиляционный счетчик с кристаллом из NaI(Tl) толщиной 8мм и диаметром 50мм. Пропорциональный счетчик имел 3 диапазона регистрации рентгеновского излучения в области от 2 до 8 кэВ, сцинтиляционный - 5 диапазонов в области от 10 до 240 кэВ:
2-3кэВ; 2) 3-5кэВ; 3) 5-8кэВ;
4) 10-15кэВ; 5) 15-30кэВ; 6) 30-60кэВ; 7) 60-120кэВ; 8) 120-240кэВ.
Временное разрешение каналов 1-3 было равно 2с, а каналов 4-8 - 0.1с. Такое временное разрешение и относительно высокая чувствительность детектора дали возможность исследовать тонкую структуру рентгеновских всплесков.
2.2. Характеристики слабых всплесков в рентгеновском диапазоне излучения Солнца 2-15 кэВ.
Общее количество вспышек различной мощности, зарегистрированных фотометром РФ-15И-2 в рентгеновском диапазоне излучения Солнца за период с 1995 по 1999 г.г. составило около 18 тыс. Целью данной работы являлось изучение солнечных событий малой мощности, поэтому из большого поля экспериментальных данных был отобран соответствующий материал, наиболее удобный для проведения анализа.
Детальный анализ отобранных данных по рентгеновским всплескам за 1995-1999г. позволил выявить ряд характеристик рентгеновских всплесков очень малой мощности.
При анализе числовых характеристик слабых всплесков рентгеновского излучения Солнца был выбран наиболее благоприятный для наблюдения период - с 9-го по 12-й месяцы 1995 года, когда начался переход от минимума к максимуму солнечной активности и число вспышек в наблюдаемом интервале энергий было не слишком велико, что снижало количество случаев взаимного наложения событий. Затем из этих данных были исключены те периоды времени, когда спутник пересекал радиационные пояса Земли. Из данных этого года мы отобрали ряд периодов, в течение которых не наблюдались солнечные события большой мощности:
- сентябрь - 2, 3, 4, 23;
- октябрь - 20, 21, 23, 24;
- ноябрь - 4, 10, 11, 15, 16, 29, 30;
- декабрь - 7, 8, 11, 12, 14, 15, 22, 23.
Выбор периодов удобного наблюдения слабых вспышек, несмотря на кажущуюся простоту, является сложной задачей. Суперпозиция явлений по времени наблюдения из-за соседства с крупными вспышками затрудняет выделение необходимого для анализа количества изучаемых явлений. Конечно, хотелось бы захватить большее количество событий. Однако, уже в 1996-1997г.г. активность Солнца достигла такого уровня, который не позволял нам “свободно” брать данные. Поэтому 1995г. в этом отношении был наиболее удобным периодом для наблюдения малых вспышек. Мы можем уверенно сказать, что строго отобранные данные правильно отражают полученный результат.
Общее количество всплесков за исследованный период составило - 296. Из них было зарегистрировано:
16 всплесков - 10-7 - 10-6 Вт/м2 (класса В);