УДК 523.98
ДЛИТЕЛЬНЫЙ НАГРЕВ ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНЫХ МИКРОВСПЫШКАХ РЕНТГЕНОВСКОГО КЛАССА А1.0 И НИЖЕ
© 2013 г. А. С. Кириченко*, С. А. Богачев
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва Поступила в редакцию 14.05.2013 г.
Представлены результаты исследования трех солнечных микровспышек рентгеновского класса порядка А1.0 и ниже, наблюдавшихся в минимуме солнечной активности в 2009 году: вспышка 19.04.2009 (класс А0.38), вспышка 24.06.2009 (класс А0.47), вспышка 18.07.2009 (класс А2.2). Отличительной особенностью данных событий от других микровспышек низких рентгеновских классов являлось поддержание высокой температуры плазмы (Т > 4 МК) на фазе спада излучения спустя значительное время после максимума вспышки. Времена жизни высокотемпературного источника излучения в короне во всех трех случаях существенно превышают времена его теплопроводного и лучистого охлаждения, а тепловая энергия, выделяемая на фазе спада вспышки, на порядок превышает тепловую энергию, высвобождаемую во время ее импульсной фазы. Высказано предположение, что длительное поддержание высокой температуры плазмы в микровспышках низких рентгеновских классов может осуществляться за счет процесса магнитного пересоединения, связанного с выбросами массы из области вспышки. Время жизни горячей плазмы в короне в этом случае может заметно превышать время охлаждения плазмы. Исследование показало, что во всех трех исследованных микровспышках действительно происходила эрупция вещества.
Ключевые слова: Солнце, микровспышки, высокотемпературная плазма.
DOI: 10.7868/80320010813110041
ВВЕДЕНИЕ
Солнечные микровспышки представляют собой одни из самых мелкомасштабных процессов энерговыделения, наблюдаемых в атмосфере Солнца. Размер эмиссионных ядер микровспышек обычно составляет не более 10 угл. сек, а время жизни не превышает нескольких десятков минут. Полная энергия, высвобождаемая во время микровспышек, лежит в диапазоне от 1027 до 1030 эрг (Кристе и др., 2008).
Впервые слабые вспышечно-подобные явления (субвспышки) были обнаружены на Солнце в линии водорода На (Смит, Смит, 1963). Термин "микровспышка" был введен в начале 1980-х гг. Шаде и др. (1983) и Лином и др. (1984) для субвспышек, наблюдаемых в рентгеновском диапазоне спектра. В наши дни излучение микровспышек регистрируется почти на всех длинах волн: в микроволновом излучении, в вакуумном УФ-диапазоне спектра, а также в мягкой и жесткой рентгеновских областях.
Электронный адрес: kirichenko@lebedev.ru
В линии На микровспышка обычно имеет максимальный размер, тогда как в рентгеновском диапазоне, как правило, наблюдаются лишь отдельные эмиссионные ядра, обычно соответствующие наиболее ярким узлам на На-изображении вспышки (Йокояма, Шибата, 1995).
В настоящее время доминирует представление, что физические механизмы, ответственные за формирование микровспышек, совпадают с механизмами больших вспышек (с полной энергией 1030 эрг и выше). Микровспышки, насколько можно судить по данным наблюдений, происходят в областях повышенного магнитного поля с непотенциальной магнитной конфигурацией и являются следствием магнитного пересоединения (Нерейн, Ульмшнедер, 1990). Наблюдательные проявления микровспышек в целом те же, что и проявления больших вспышек: нагрев плазмы, ускорение частиц, формирование теплового и нетеплового излучения (Ханна и др., 2008). При этом нетепловая компонента, соответствующая наиболее энергичной импульсной фазе вспышки, пока регистрируется лишь в относительно небольшой доле событий. Последнее, скорее всего, связано с приборными
ограничениями при регистрации слабых потоков рентгеновского излучения.
В соответствии со сложившимися представлениями считается, что высокотемпературная вспы-шечная плазма в короне может формироваться двумя путями (Ашванден, 2004). Первый — это хромосферное испарение, при котором ускоренные электроны, попадая из области ускорения в плотные нижние слои солнечной атмосферы, нагревают их и вызывают их газодинамическое расширение вверх в солнечную корону (Ашванден и др., 2007). Горячая плазма в короне появляется в такой модели с некоторым запаздыванием после начала вспышки и находится внутри вспышечных петель. Второй возможностью, противоположной первому механизму, является прямой нагрев плазмы в короне. Плазма высокой температуры в этом случае появляется в короне во время импульсной фазы вспышки и наблюдается над вспышечными петлями вблизи их вершины (Цунета и др., 1997). Редким (возможно, единственным) микрособытием, в котором был достоверно обнаружен прямой нагрев плазмы в короне, является вспышка уровня B7.6 по шкале GOES от 7 июня 2007 г., в которой по совместным данным RHESSI и Hinode был обнаружен корональный источник излучения с температурой около 15 МК (Милиган, 2008). Хромосферное испарение в микровспышках регистрировалось несколькими авторами, в частности Брозиусом, Холманом (2009), Милиганом (2008) и Ченом, Дингом (2010). В последней работе для вспышки класса B1.4 от 7 декабря 2007 года была измерена температура испаряющейся плазмы, которая составила от 1 до 2.5 МК.
В настоящей работе мы приводим свидетельства прямого нагрева плазмы в трех солнечных микровспышках рекордно низких рентгеновских классов — порядка A1.0 и ниже. Во всех трех событиях мы не просто устанавливаем факт нагрева плазмы в столь слабых событиях, но и показываем, что высокая температура в области микровспышки поддерживается спустя десятки минут после окончания импульсной фазы вспышки, что заметно превышает расчетные времена теплопроводного и лучистого охлаждения плазмы. В качестве возможного объяснения мы предполагаем, что столь длительный нагрев плазмы может обеспечиваться процессом магнитного пересоединения, связанного с выбросом плазмы из области вспышки. Свидетельства эрупций обнаружены нами во всех трех исследованных вспышках.
ДАННЫЕ И ОБРАБОТКА
В статье используются данные, полученные в ходе проведения эксперимента ТЕСИС/КОРО-НАС—Фотон с февраля по ноябрь 2009 г. Пери-
од работы спутника совпал с глубоким минимумом активности между максимумами 23-го и 24-го солнечных циклов. Особенно низким уровень активности был с февраля по июль 2009 г. За это время на Солнце наблюдалось всего 13 активных областей по каталогу NOAA, а уровень мягкого рентгеновского излучения в диапазоне 1—8 A большую часть времени находился под порогом чувствительности мониторов на спутниках GOES. Такие условия оказались весьма благоприятными для регистрации микровспышек, в особенности наиболее слабых из них, рентгеновского класса А1.0.
Для исследования мы использовали данные с трех приборов, входивших в состав комплекса научной аппаратуры ТЕСИС: 1) изображающий спектрогелиометр MISH, предоставляющий монохроматические изображения Солнца в резонансном дублете водородоподобного иона MgXII Л 8.419, 8.425 Aс угловым разрешением около 2" на пиксель и полем зрения прибора 1° 15'; 2) телескоп FET для получения изображений полного диска Солнца в линии железа FeIX Л 171 A с пространственным разрешением 1.7'' на пиксель; поле зрения прибора — 1°; 3) спектрофотометр SphinX для измерения потока мягкого рентгеновского излучения Солнца в энергетическом диапазоне от 0.5 до 15 кэВ (диапазон разбит на 256 каналов). Также привлекались данные по потоку солнечного излучения в диапазоне 1—8 A со спутников GOES (США), находящиеся в открытом доступе.
В целом работа с данными осуществлялась следующим образом. Для первоначального поиска событий нагрева плазмы использовались изображения прибора MISH в линии MgXII. Данная линия является достаточно высокотемпературной, так как сколь-либо заметный уровень излучения в ней наблюдается при нагреве излучающей плазмы до температуры не менее 4 МК. Максимум температурной чувствительности находится в области температур 8—10 МК. Прибор в целом является весьма точным индикатором плазмы высокой температуры, так как сам факт регистрации с его помощью источника излучения свидетельствует о том, что температура здесь составляет не менее 4— 5 МК. Верхняя граница температуры по данным MISH без привлечения других данных не определяется.
Из периода наиболее низкой активности Солнца (с февраля по июль 2009 г.) нами были исключены первые два месяца, в течение которых временное разрешение прибора MISH не превышало 2 ч и исследование микровспышек было невозможно. Из оставшегося периода (апрель—июль 2009 года) были выбраны одиночные вспышки (не накладывающиеся на фазу спада другого события в этой же
области), во время которых было зарегистрировано не менее двух изображений высокотемпературного источника излучения.
В первую очередь нас интересовали слабые события, в которых высокотемпературный источник излучения существует длительное время после максимума вспышки. Наблюдения GOES в диапазоне 1—8 A, которые обычно используются для определения времени максимума и рентгеновского класса вспышки, не были особенно полезны, так как из-за низкого уровня активности поток рентгеновского излучения Солнца большую часть времени находился под порогом чувствительности GOES. По этой причине мы использовали данные спектрофотометра SphinX/ТЕСИС, обладающего гораздо более высокой чувствительностью. Временны е профили в диапазоне 1—8 A по данным SphinX мы строили самостоятельно, используя программное обеспечение, предоставленное авторским коллективом проекта. По итогам этого анализа нами были отобраны три микровспышки рентгеновского класса ниже или порядка A1.0, представленные в настоящей работе: событие уровня A0.38 от 19 апреля 2009 г.; событие уровня A0.47 от 24 июня 2009 г. и событие уровня A2.2 от 18 июля 2009 г.
Телескопические данные (изображения полного диска Солнца в линии FeIX 171 A прибора FET/ТЕСИС) использовались нами для обнаружения активных областей, ответственных за формирование микровспышки (на изображениях MISH солнечный диск отсутствует), а также для построения разностных изображений. Разностные изображения образовывались путем вычитания из серии последовательных кадров с условными номерами 1,2,...,N предшествующего им фиксированного кадра с номером 0. Кадр 0 соответствовал моменту 'до начала вспыш
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.