АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 3, с. 211-222
УДК 523.98-7
ДИНАМИКА ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО, ГАММА-И МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК, ПРОДУЦИРОВАННЫХ АКТИВНОЙ ОБЛАСТЬЮ 0069
В АВГУСТЕ 2002 г.
© 2014 г. А. В. Богомолов1*, Л. К. Кашапова2, И. Н. Мягкова1, Ю. Т. Цап3
1Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия
3Научно-исследовательский институт "Крымская астрофизическая обсерватория",
Научный, Крым, Украина Поступила в редакцию 29.05.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
Проведен поиск закономерностей в изменении характеристик вспышечного солнечного излучения по мере развития активной области ЫОЛЛ 0069 в период с 14 по 24 августа 2002 г. Прибором СОНГ (Солнечные Нейтроны и Гамма-кванты), установленным на борту российской солнечной обсерватории КОРОНАС-Ф, было зарегистрировано жесткое рентгеновское и гамма-излучение во время 9 из 30 вспышек класса выше С5, произошедших в данной активной области в указанный период времени. Было получено, что по мере развития данной активной области наблюдалась тенденция к нарастанию потока рентгеновского и гамма-излучения в максимумах вспышек, а также к уменьшению показателя спектра жесткого рентгеновского излучения, причем вспышки с более жестким спектром излучения происходили в тени пятна, т.е. в области наиболее сильных магнитных полей.
DOI: 10.7868/80004629914030025
1. ВВЕДЕНИЕ
Уже не первый десяток лет процессы накопления, выделении и переноса энергии в солнечных вспышках являются одними из ключевых проблем в физике Солнца. В настоящее время принято считать, что энергия солнечных вспышек возникает в результате накопления свободной энергии магнитного поля, которая переходит в энергию крупномасштабных движений плазмы, тепловых и ускоренных частиц [1, 2]. Таким образом, анализируя разные типы вспышечного излучения (рентгеновское, микроволновое, заряженные частицы), мы можем сравнить различные численные критерии, описывающие мощность вспышки.
Наиболее общепринятым из таких критериев является класс вспышки в мягком рентгеновском излучении (soft X-ray — SXR), определяемый согласно наблюдениям спутников GOES [3]. Этот критерий характеризует энергию тепловой плазмы.
Жесткое рентгеновское (hard X-ray — HXR) и гамма-излучение вспышек несет информацию об
E-mail: aabboogg@rambler.ru
ускоренных на Солнце электронах и протонах, соответственно. Однако энергия ускоренных электронов проявляется не только в жестком рентгеновском излучении, но и в микроволновой области.
Большая часть энергии, выделяющейся во время солнечных вспышек, приходится на движение плазмы, связанное с корональными выбросами массы (КВМ). Согласно оценкам распределения энергии по диапазонам для солнечной вспышки 23 июля 2002 г., на нее приходится почти половина всей свободной энергии в этом событии [4]. Помимо массы коронального выброса, важной его характеристикой, связанной с энергией, уносимой в межпланетное пространство, является скорость. На ударных волнах, вызываемых КВМ, также могут ускоряться заряженные частицы с энергиями до нескольких десятков МэВ (см., например, [5]).
Потоки солнечных космических лучей (СКЛ) — протонов, электронов, ядер, ускоренных во вспышке, — также могут служить показателем выделившейся во вспышке энергии, однако следует учитывать, что заряженные частицы ускоряются не только непосредственно на Солнце, но и при взаимодействии с межпланетным магнитным полем.
Другой важной особенностью СКЛ по сравнению с нейтральным излучением солнечных вспышек является зависимость их геоэффективности (т.е. достигнут ли потоки СКЛ орбиты Земли или нет) от долготы активной области (АО), в которой произошла вспышка. Как, например, показал анализ протонных событий трех последних циклов солнечной активности, существенное преимущество с точки зрения геоэффективности имеют вспышки, происходящие в западном полушарии Солнца [6].
Несмотря на то что источником всех перечисленных параметров является магнитная энергия, выделяемая во время солнечных вспышек, между данными проявлениями вспышечной активности нет однозначной связи. Классическая мощная вспышка сопровождается корональным выбросом массы, и ее класс в SXR-излучении пропорционален энергии ускоренных в этой вспышке частиц. Однако не во всех вспышках характеристики тепловой плазмы однозначно связаны с параметрами потока ускоренных частиц. Ярким примером этого является солнечная вспышка 12 июня 2010 г. — одна из немногих гамма-вспышек текущего, 24-го цикла солнечной активности [7]. Несмотря на мощное нетепловое излучение, балл, характеризующий энергию тепловой плазмы, был невысоким — всего M2.0. Кроме того, недавно были обнаружены так называемые "холодные" вспышки [8]. Они характеризуются почти полным отсутствием значимого теплового излучения при наличии существенного уровня излучения, генерируемого ускоренными частицами в различных спектральных диапазонах — от радио- до гамма-излучения. Очевидно, что в таких случаях мы имеем дело с эффективным ускорением. Оно, как мы предполагаем, может быть связано с мощными магнитными полями и может происходить в непосредственной близости к области первичного энерговыделения. Однако до сих пор не выяснено, по каким причинам в одних событиях данный тип ускорения имеет место, а в других — нет. Другим важным вопросом остаются сценарии вспышечной активности групп пятен.
В настоящей работе были использованы данные, полученные в процессе прохождения по диску Солнца АО NOAA 0069 в период с 14 по 24 августа 2002 г. Целью данной работы являлось исследование эволюции параметров, характеризующих различные виды вспышечного излучения в процессе продвижения данной АО по диску Солнца. Нами был осуществлен поиск закономерностей, позволяющих выявить факторы, которые влияют на уровень вспышечной активности и эффективность ускорения частиц во вспышках.
2. ЭКСПЕРИМЕНТ
Солнечная космическая обсерватория КО-РОНАС-Ф (Комплексные ОРбитальные Около-
земные Наблюдения Активности Солнца) была запущена 31 июля 2001 г. и функционировала до конца 2005 г. [9]. ИСЗ КОРОНАС-Ф имел квазикруговую орбиту; начальные параметры орбиты (на август 2001 г.) следующие: высота 507 ± 21 км, наклонение 82.5°, период обращения 94.5 мин. Основной задачей эксперимента на ИСЗ КОРОНАС-Ф являлось исследование нестационарных процессов на Солнце и их воздействия на межпланетную среду и околоземное космическое пространство.
Регистрация нейтрального излучения солнечных вспышек на подобных орбитах возможна лишь на низких и средних широтах вне радиационных поясов Земли, а также в полярных шапках, причем в последнем случае она возможна при условии отсутствия в околоземном космическом пространстве интенсивных потоков заряженных энергичных частиц — солнечных космических лучей. Фоновые показания детекторов в этом случае обусловлены вторичным локальным гамма-излучением, возникающим при взаимодействии первичных космических лучей с веществом атмосферы Земли, космического аппарата и самого детектора.
В настоящей работе использовались данные о нейтральном излучении солнечных вспышек, полученные при помощи разработанного в НИИЯФ МГУ совместно с ИЭФ Словацкой академии наук многоканальным гамма-спектрометром СОНГ (СОлнечные Нейтроны и Гамма кванты) [10].
Регистрация фотонов в приборе СОНГ осуществлялась сцинтилляционным счетчиком, состоящим из кристалла CsI(Tl) 0200 мм и высотой 100 мм. Для защиты от заряженных частиц кристалл со всех сторон был окружен активной ан-тисовпадательной защитой толщиной 2 см. СОНГ предназначался для регистрации жесткого рентгеновского и гамма-излучения в диапазоне 30 кэВ-300 МэВ, а также потоков нейтронов и энергичных заряженных частиц. Выходными данными являлись скорости счета фотонов в 12 каналах энерговыделений, а также спектры, измеренные 238-канальным анализатором, которые в настоящей работе не использовались. Подробное описание прибора СОНГ приведено в работе [9].
В августе 2002 г., когда были получены данные, использованные в настоящей работе, пороги первых 6 каналов энерговыделения соответствовали 36-72, 72-180, 180-600 кэВ и 0.6-1.56, 1.56-4.8, 4.8-8.4 МэВ. Временно)е разрешение прибора составляло от 2 до 4 с. Максимальная эффективная площадь при регистрации 7-квантов составляла ^280 см2. Поскольку эффективность регистрации фотонов прибором СОНГ является функцией их энергии, восстановление потоков вспышечных фотонов по энерговыделениям в кристалле CsI(Tl)
производилось путем моделирования отклика прибора на потоки фотонов с помощью пакета программ GEANT с учетом конкретной конфигурации прибора и предположения о степенной форме падающего спектра.
Для учета фона заряженных частиц, в частности имитаций возрастаний потоков фотонов тормозным излучением электронов, использовались данные прибора МКЛ, также установленного на ИСЗ КОРОНАС—Ф [9] и регистрировавшего электроны в диапазоне 0.3—12 МэВ и протоны в интервале энергий 1-90 МэВ.
Поскольку основной целью нашего исследования был поиск закономерностей развития вспы-шечной активности на примере ряда событий, то важно быть уверенными в том, что обнаруженные эффекты не были связаны с различными инструментальными особенностями. Следовательно, все используемые данные по микроволновому излучению должны быть получены на одном и том же или на нескольких подобных инструментах. Этому требованию лучше всего удовлетворяют данные радиотелескопа Radio Solar Telescope Net (RSTN). RSTN является сетью подобных инструментов, расположенных в различных часовых поясах. Частота 15.6 ГГц была выбрана потому, что во время всех рассматриваемых событий данная частота находилась в той области микроволнового спектра, которая формируется за счет ускоренных электронов [11].
Полученные спектральные зависимости анализировались с учетом положения вспышек относительно магнитной топологии активной области и эволюции структуры магнитного поля. Анализ эволюции магнитного поля активной области был выполнен с
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.