Солнечные вспышки как природная лаборатория плазменных процессов Кузнецов А.А.

1. Солнечные вспышки как природная лаборатория плазменных процессов Кузнецов А.А. Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск

2. Основные параметры Солнца: R=696000 км А.Е.=150 000 000 км Teff=5762 К

3. Параметры спокойной солнечной короны (вне активных областей): B≈0.1 – 0.5 Гс (1 Тл=104 Гс) T≈1 МК (90 эВ) n0≈108 – 109см-3 Химический состав: H: ≈91% He: ≈9% <M>≈1.27 Хромосфера Переходная область Корона

4. Внутреннее магнитное поле Солнца: B≈3×104 – 105Гс

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 – 33кэВ)

9. Параметры плазмы и магнитного поля в активных областях: n0≈1010 – 1012см-3 T≈10 – 40 МК (0.9 – 3.5 кэВ) B≈1000 – 2000 Гс (в основании!) Bв вершине – ? (в 1 – 10 раз меньше) 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)

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 1037e-/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=3×1014см-3 nb=3×1011см-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. Теоретический спектр гиросинхротронного излучения (от электронов со степенным спектром) Пример наблюдаемого спектра солнечного микроволнового излучения τ>>1 τ<<1 Наблюдаемая интенсивность излучения: до 105sfu (sfu=10-22Вт/(м2 Гц)) Максимум спектра – примерно на 10 ГГц Поляризация: соответствует O-моде в оптически толстой области, X-моде в оптически тонкой области.

20. Вспышка в микроволнах (по данным радиогелиографа Nobeyama)

21. θ=90° L=5 см B=4 Тл n0=3×1014см-3 T0=1.5 кэВ nb=3×1011см-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=3×1014см-3 T0=1.5 кэВ nb=3×1011см-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≈ωpили ω≈2ωp) Законы сохранения в нелинейных процессах: Ширина полосы излучения:

24. 2ωp ωp Всплески III типа 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 Для обеспечения наблюдаемой интенсивности излучения достаточно W/nT≈10-8 – 10-6

28. n0=3×1014см-3 (fp=156 ГГц) T0=1.5 кэВ k≈ωp/c Δk≈k плазменная турбулентность – изотропная Δf≈1.33 ГГц (на первой гармонике) Δf≈2.66ГГц (на второй гармонике)

29. О поляризации излучения на удвоенной плазменной частоте: Для квазипродольного распространения излучения и изотропной турбулентности: B Upper-hybrid waves E1 E2 B B X-mode O-mode E E 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. Частицы фоновой плазмы Быстрая частица Переходное излучение Переходное излучение подавлено при

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)×1014см-3 B≈1000 – 3000 Гс (0.1 – 0.3 Тл) T=? Субтерагерцевые всплески наблюдаются только во вспышках средней мощности (M-класса).

34. Спасибо за внимание!