научная статья по теме ПУЛЬСАЦИИ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ И ДИАГНОСТИКА ВСПЫШЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПУЛЬСАЦИИ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ И ДИАГНОСТИКА ВСПЫШЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ»

УДК 52308

ПУЛЬСАЦИИ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ И ДИАГНОСТИКА

ВСПЫШЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ

© 2004 г. А. В. Степанов1*, Ю. Г. Копылова1, Ю. Т. Цап2, К. Шибасаки3, В. Ф. Мельников4, Т. Б. Гольдварг5

1Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург

2НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, пос. Научный 3Национальная астрономическая обсерватория, Нобеяма, Япония 4Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород 5Калмыцкий государственный университет, Элиста Поступила в редакцию 15.01.2004 г.

Рассматривается модуляция нетеплового гиросинхротронного излучения солнечных вспышек баллонными и радиальными колебаниями корональных арок. Проведен сравнительный анализ механизмов затухания быстрых магнитозвуковых мод. Предложен метод диагностики плазмы вспышечных петель, позволяющий по особенностям пульсаций микроволнового излучения оценивать их основные параметры. Исходя из наблюдательных данных, полученных на радиогелиографе Nobeyama (17 ГГц), а также с помощью разработанной методики для события 8 мая 1998 г. определены концентрация частиц n « 3.7 х 1010 см"3, температура T « 4 х 107 К и величина магнитного поля B « 220 Гс в области вспышечного энерговыделения. Методом вейвлет-анализа для вспышки 28 августа 1999 г. выделены два основных типа микроволновых осцилляций с периодами P1 « 7, 14 с и P2 ~ 2.4 c, которые мы связываем соответственно с баллонными и радиальными колебаниями двух вспышечных петель — компактной и протяженной. Из анализа временно го профиля микроволнового излучения сделан вывод о взаимодействии корональных арок. Проведена диагностика параметров вспышечной плазмы компактной (T « 5.3 х 107 К, n « 4.8 х 1010 см"3, B « 280 Гс) и протяженной (T « 2.1 х 107 К, n « 1.2 х 1010 см"3, B « 160 Гс) петель. Результаты наблюдений мягкого рентгеновского излучения согласуются с принятой моделью.

Ключевые слова: Солнце, вспышечные петли, МГД-колебания, баллонная мода, гиросинхротронное излучение, диагностика плазмы.

PULSATIONS OF MICROWAVE EMISSION AND FLARE PLASMA DIAGNOSTICS, by A. V. Stepanov, Yu. G. Kopylova, Yu. T. Tsap, K. Shibasaki, V. F. Melnikov, and T. B. Goldvarg. We consider the modulation of the nonthermal gyrosynchrotron emission from solar flares by the ballooning and radial oscillations of coronal loops. The damping mechanisms of fast magnetoacoustic modes are analyzed. We suggest a method for diagnosing the plasma of flare loops, which allows their main parameters to be estimated from peculiarities of the microwave pulsations. Based on the observational data obtained with the Nobeyama radio heliograph (17 GHz) and on the model developed for the event of May 8, 1998, we have determined the particle number density n « 3.7 х 1010 cm"3, the temperature T « 4 х 107 K, and the magnetic field strength B « 220 G in the region of flare energy release. A wavelet analysis for the solar flare of August 28, 1999, has revealed two main types of microwave oscillations with periods P1 « 7, 14, and P2 ~ 2.4 s, which we associate, respectively, with the ballooning and radial oscillations of two flare loops — compact and extended. An analysis of the time profiles for microwave emission shows evidence of coronal loop interaction. We determined the flare plasma parameters for the compact (T « 5.3 х 107 K, n « 4.8 х 1010 cm"3, B « 280 G) and extended (T « 2.1 х 107 K, n « 1.2 х 1010 cm"3, B « 160 G) loops. The results of the soft X-ray observations are consistent with the adopted model.

Key words: Sun, flare loops, MHD oscillations, ballooning mode, gyrosynchrotron emission, plasma diagnostics.

Электронный адрес: stepanov@gao.spb.ru

ВВЕДЕНИЕ

Более 30 лет назад Розенберг (1970) предложил связать короткопериодические пульсации радиовсплесков IV типа с магнитогидродинамическими (МГД) колебаниями корональных арок. В дальнейшем данную идею развивали многие авторы (см. обзоры Ашвандена (1987, 2003)), однако, убедительных свидетельств о правомерности такого подхода до последнего времени не было получено.

В конце 90-х годов, благодаря ультрафиолетовым наблюдениям, выполненным на спутнике TRACE с высоким пространственным разрешением, удалось обнаружить колебания корональных арок активных областей (Ашванден и др., 1999), что послужило мощным импульсом для бурного развития нового перспективного направления исследований, названного корональной сейсмологией. Столь большой интерес в значительной мере объясняется возможностью дальнейшего совершенствования методов диагностики корональных магнитных полей в области вспышечного энерговыделения (см., например, Зайцев, Степанов, 1982; Накаряков, Офман, 2001; Копылова и др., 2002).

Известно, что радиальные быстрые магнитозву-ковые (БМЗ) колебания корональных петель могут приводить к секундным (0.5—5 с) осцилляциям излучения солнечных вспышек (Розенберг, 1970; Зайцев, Степанов, 1982; Копылова и др., 2002). Довольно часто наблюдаются колебания излучения с периодом P = 10—30 с, которые, как правило, связывают с альвеновскими или изгибными модами (Зайцев, Степанов, 1989; Чин и др., 1996). Вместе с тем, если значение плазменного параметра в = 8пкиТ/Б2 не слишком мало, то деся-тисекундные осцилляции могут быть обусловлены развитием баллонной моды (Копылова, Степанов, 2002). В этом случае соответствующие возмущения не приведут к заметному изменению магнитной энергии системы (Михайловский, 1971), и, вследствие роста газового давления внутри вспышечной петли, они должны возбуждаться более эффективно, чем изгибные моды. Об этом, в частности, свидетельствуют как результаты микроволновых наблюдений на радиогелиографе Nobeyama (Ши-басаки, 1998), так и модельные расчеты (Шибаса-ки, 2001).

Радиальные и баллонные колебания по своим свойствам близки к БМЗ-модам, так как они вызывают периодическое изменение поперечного сечения петли. Поэтому они должны быть подвержены достаточно сильному затуханию — их добротность Q не может быть слишком высокой (Q < < 10—30), что достаточно хорошо согласуется с наблюдательными данными, полученными в различных волновых диапазонах (см., например, Асаи

и др., 2001). При этом, как показали Зайцев и Степанов (1982), добротность БМЗ-колебаний вспы-шечных петель определяется электронной теплопроводностью. Однако, в ряде случаев более существенную роль в диссипации данных мод играет ионная вязкость (Копылова и др., 2002). Следовательно, необходимо дополнительное исследование механизмов затухания рассматриваемых мод.

Возбуждение БМЗ-колебаний петель приводит к изменению напряженности магнитного поля, характерных размеров излучающей области, а также температуры и плотности плазмы. Вследствие этого осцилляции излучения с периодами Р = 1—30 с могут проявляться одновременно во многих диапазонах. Вместе с тем, поскольку гиросинхротронное излучение чрезвычайно чувствительно к вариациям магнитного поля, то особый интерес представляет поиск связи между БМЗ-колебаниями петель и модуляцией микроволнового излучения солнечных вспышек. В настоящей работе для оценки параметров плазмы по характеристикам пульсаций нетеплового гиросинхротронного излучения мы будем исходить из основных положений методики, предложенной Зайцевым и Степановым (1982), которая широко используется для диагностики плазмы как солнечных (см., например, Чин и др., 1996), так и звездных вспышек (Матиудакис и др., 2003). В ее основе лежит детальный анализ как диссипатив-ных, так и модуляционных процессов, связанных с возбуждением МГД-колебаний вспышечных петель.

В следующем разделе статьи анализируются физические свойства баллонных и радиальных мод, обсуждаются особенности их дисперсионных соотношений. Во втором разделе рассмотрены механизмы затухания БМЗ-колебаний корональных магнитных арок. В разделе 3 основное внимание уделяется проблеме модуляции нетеплового гиро-синхротронного излучения БМЗ-колебаниями, а также методам диагностики вспышечной плазмы по параметрам пульсаций микроволнового излучения. Раздел 4 посвящен приложениям предложенной методики. В заключение сформулированы основные результаты работы.

1. БАЛЛОННЫЕ И РАДИАЛЬНЫЕ КОЛЕБАНИЯ

Для описания баллонной моды желобковых возмущений можно исходить из двух приближений — дрейфового и МГД-приближения. Разница между этими двумя подходами сводится к тому, что в дрейфовом приближении не учитываются токи намагничивания, тогда как в МГД-приближении пренебрегают током смещения, формально считая его равным нулю (Цап, Копылова, 2003). В рамках идеальной МГД, которая остается в силе и для

замагниченной изотропной плазмы (Волков, 1964), развитие желобковых возмущений происходит в результате нарушения баланса сил, действующих на заданный объем плазмы. Как следует из линеаризованных уравнений МГД, выражение для второй вариации потенциальной энергии системы с резкой границей можно представить следующим образом (Мейер и др., 1977):

Пустильник, 1973)

т.

5W = 5W{ + 5We + j) ^tidS,

S

2 7 2 2 P

и -к{1УА = -

Rpd'

d=

a, a ^ Ax, A±, a < A±.

где индексы соответствуют изменению энергии внутри (1) и снаружи (е) магнитной конфигурации, тогда как последний член описывает эффекты, обусловленные действием центробежной силы (р)/К, (р) = ре — р1 — разность газовых давлений, £п — поперечное смещение. Нетрудно показать, что в условиях солнечной короны, когда радиус кривизны магнитных силовых линий К ^ г, где г — малый радиус петли, эффектами кривизны в двух первых членах правой части данного уравнения можно пренебречь, т.е. оно будет описывать хорошо изученные колебания магнитной трубки. Вместе с тем, если радиус кривизны К достаточно мал, а разность газовых давлений внутри и снаружи петли велика, то поверхностный интеграл может играть весьма существенную роль. В частности, именно он ответствен за возникновение баллонных колебаний и желобковой неустойчивости. Особо подчеркнем, что приведенное выше уравнение правомерно лишь для консервативных систем, т.е. оно описывает только неизлучающие моды. Таким образом, под баллонными колебаниями петель мы подразумеваем слабо модифицированные центробежной силой БМЗ-моды (возмущения вытянуты вдоль направления магнитного поля

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»