УДК 523.985+524.1-52:523.9
ИСТОЧНИКИ ЭФФЕКТИВНОГО УСКОРЕНИЯ ЧАСТИЦ В СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ: НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ АСПЕКТ
© 2007 г. А. И Осокин, М. А. Лившиц, А. В. Белов
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова, г. Троицк, Россия Поступила в редакцию 15.12.2006 г.; после доработки 27.12.2006 г.
Продолжен статистический анализ каталога протонных событий для солнечных космических лучей. Изучены спектры протонных возрастаний, отождествляемые с логарифмом отношения потоков частиц в диапазонах более 100 и 10 МэВ — величиной 5 = /Flo) — для 172 мощных событий с
благоприятными условиями выхода из короны и распространения частиц в межпланетном пространстве. Распределение числа вспышек по величине 5 является гауссовским со сравнительно небольшим разбросом по 5. Его максимум соответствует превышению максимального потока на 10 МэВ над потоком на 100 МэВ в 30 раз. Существование выделенного спектра свидетельствует о том, что как мягкие, так и более жесткие протоны эффективно ускоряются во взрывной фазе вспышки, скорее всего, единым механизмом. Небольшая высота области основного ускорения следует из проведенного изучения размера петель вспышек балла М2-Х4, зарегистрированных прибором НХТ Yohkoh в диапазоне более 50 кэВ. Существует некоторый избыток более "мягких" событий, выходящих за рамки распределения Гаусса. В этих событиях хорошо выражены постэруптивные явления. Для них величина 5 коррелирует с введенной авторами полной длительностью вспышки. Таким образом, в солнечных вспышках существуют два источника ускорения частиц, действующие во взрывной и постэруптивной фазах на малых и больших высотах, соответственно. Во втором из них, непосредственно проявляющемся в некоторых длительных вспышках и явлениях типа выброса волокон, протоны ускоряются только до энергий 10—30 МэВ.
PACS: 97.60.Gb, 97.10.Kc, 97.10.Cv
1. ВВЕДЕНИЕ
Проблема ускорения частиц на Солнце является одной из наиболее важных, но до конца не решенных в настоящее время. Кроме возрастаний космических лучей, регистрируемых наземными нейтронными мониторами, большие потоки ускоренных протонов детектируются космическими аппаратами. К настоящему времени выделено более тысячи таких событий в диапазоне энергии от нескольких до сотен МэВ. Каталог этих протонных событий за период от 1975 г. до настоящего времени в основном по данным спутников IMP-8 и GOES является частью базы данных по вспышкам и протонным событиям. Результаты статистического изучения каталога протонных событий представлены в статьях [1, 2]. В этих работах потоки протонов на уровне орбиты Земли сопоставлены с потоками мягкого рентгеновского излучения и характеристиками источника этого излучения, а также с положением вспышек на диске. Последнее сделано для тех 2/3 событий из общего их числа, превышающего 1000, регистрация ускоренных ча-
стиц от которых была уверенно отождествлена с конкретной солнечной вспышкой.
Проведенное статистическое изучение показало, что ускорение тяжелых частиц (далее речь будет идти о протонных возрастаниях (ПВ), связанных со вспышками) до энергии 10 МэВ начинает появляться уже во вспышках, рентгеновский балл которых близок к М1. Вероятность наблюдения солнечных протонов у Земли и величина их максимального потока в области энергий более 10 МэВ и более 100 МэВ сильно зависят от мощности вспышки и ее гелиодолготы. Эта вероятность существенно возрастает с мощностью событий, и каждая из 3 вспышек балла М3 и более, развивающаяся в благоприятной области гелиодолгот, является протонной. После всех удобно расположенных (западных) вспышек с рентгеновским баллом >Х5 регистрируются ПВ. Гелиодолгота вспышки предопределяет и характер временно)го профиля протонных событий. В какой-то степени некоторые из этих выводов могли быть получены из существовавших ранее каталогов протонных событий (см., например, [3]), однако в [1, 2] они получены
наиболее надежно. Независимо проведенный нами новый анализ дополненной и скорректированной базы данных полностью подтверждает эти основные результаты [1,2].
В [1, 2] были выявлены также несколько статистических связей между свойствами ПВ и характеристиками собственно солнечных вспышек. Этими характеристиками являлись: длительность мягкой рентгеновской вспышки (в шкале спутников GOES), время роста потока, температура и длина петли источника мягкого рентгеновского излучения и ее "импульсивность". Последняя характеристика была введена в [4], смысл которой близок к скорости возрастания логарифма потока. Иначе говоря, в [1, 2] было показано, что вспышки, связанные с ПВ, отличает большая продолжительность, более медленное достижение рентгеновского максимума (меньшая импульсивность), более низкая температура и большая длина рентгеновских петель.
Чисто формально эти результаты не вызывают сомнений. Однако их физическая интерпретация, учитывающая современные представления о солнечных вспышках, встретилась с большими трудностями. Основное противоречие заключается в утверждении, что медленные вспышки характеризуются более эффективным ускорением частиц.
Формальный статистический анализ рассматривает каждую вспышку как один общий процесс. В действительности мощные солнечные вспышки характеризуются сложной пространственно-временно)й структурой. Каждая из них представляет собой последовательность отдельных вспышечных эпизодов, в той или иной степени связанных между собой. Фаза ускорения частиц, особенно с релятивистскими энергиями, соответствует времени самого жесткого рентгеновского всплеска и в больших вспышках чаще всего не является первым из тех событий, которые входят в общий процесс. Поэтому актуальным явился анализ некоторого количества конкретных ПВ с учетом пространственно-временной структуры тех больших солнечных вспышек, которые их вызывают.
Вспышка, или отдельное составляющее ее событие, включает в себя выброс (эрупцию), сопровождающую внезапное энерговыделение, и развивающуюся затем постэруптивную систему петель. Будем называть время, в течение которого происходят несколько последовательных всплесков жесткого (hv > 15 кэВ в событиях средней мощности и hv > 50 кэВ в мощных вспышках) рентгеновского излучения, взрывной (flash) фазой вспышки. Как правило, основные высокоэнергичные процессы происходят в месте первичного энерговыделения и той петле магнитных силовых линий, которая связывает эту точку с областью противоположной магнитной полярности. Будем, как это введено в
работе [5], область первичного энерговыделения и соответствующую петлю называть энергетическим ядром вспышки. Последующее общее развитие вспышки, кроме ее энергетики, тесно связано как с локализацией места основного энерговыделения в магнитном поле комплекса активности, так и со свойствами выброса [6].
Ускорение частиц может быть связано как с процессами в ядре вспышки, так и с последующими явлениями в ходе постэруптивной фазы — ускорением в вертикальном токовом слое или на ударной волне . Энерговыделение и ускорение частиц возникают на заключительной стадии события таким образом, как это предполагалось ранее в модели Коппа и Пноймана, а именно, когда часть магнитных силовых линий над активной областью раскрывается после коронального выброса массы и (или) возможного выброса волокна и в дальнейшем магнитное поле релаксирует к новой квазиравновесной конфигурации посредством магнитного пересоединения в протяженных вертикальных токовых слоях. Еще одним источником ускорения является ударная волна, формирующаяся в короне перед достаточно быстро распространяющимся корональным выбросом массы.
Во многих работах ранее ускорение протонов до энергий около 10 МэВ не без оснований связывалось с ударной волной перед быстро распространяющимся СМЕ [7, 8], и этот вывод переносился на область релятивистских энергий. В последующие десятилетия развернулась дискуссия между сторонниками ускорения тяжелых частиц на ударной волне и в небольшом низко расположенном вспы-шечном источнике близ пятна. При этом как одна, так и другая точка зрения поддерживалась рядом экспериментальных и теоретических аргументов.
Только с появлением новых наблюдательных данных начали появляться аргументы, позволяющие надеяться на разрешение этого конфликта. Первый пласт этих наблюдений связан с детальным изучением ряда мощных событий, таких как вспышка в день Бастилии [9] или событие 20 января 2005 г. [10]. В этих работах приводится ряд аргументов в пользу эффективного ускорения тяжелых частиц во взрывной фазе вспышки, в источнике, располагающемся на небольшой высоте вблизи пятна.
Вторая группа работ связана с появлением статистически значимого объема данных о ПВ. Как мы уже говорили, исследование было уже проведено в [1, 2], и оно оперировало в основном с потоками ускоренных протонов. Чтобы как-то ослабить влияние общей энергетики конкретной вспышки на выявление общих характеристик источника ПВ, мы в этой работе, в отличие от [1, 2], обратились к анализу спектров частиц, регистрируемых на околоземных орбитах.
Что можно сказать об изменениях спектра, используя появившиеся данные о сотнях ПВ? Этот вопрос анализируется в разделе 2. При этом потребовалось вернуться к затронутым в [1, 2] вопросам о связи характеристик ускоренных частиц с длительностью вспышек и их "импульсивностью". По радиоданным и собственно по анализу ПВ обнаружилась тенденция к постоянству спектра в явлениях с эффективным ускорением частиц. Серьезное смягчение спектра происходит в событиях с ослабленной взрывной фазой и с хорошо развитыми постэруптивными явлениями. Анализ этой проблемы сильно затруднен в связи с необходимостью учета влияния условий выхода частиц из короны и их распространения в межпланетном пространстве. Чтобы как-то дистанцироваться от них, мы в разделе 3 обратились к данным о жестком электромагнитном излучении мощных вспышек. На этом пути удается получить оценку размера петли, в которой развиваются высокоэнергичные явления. В Заключении кратко суммируются полученные результаты и обсуждается роль факторов, способствующих ускорению частиц до высоких энергий.
2. СПЕКТР ПРОТОННЫХ ВОЗРАСТАНИЙ
2.1. Существование н
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.