научная статья по теме СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ЭФФЕКТИВНОСТИ УСКОРЕНИЯ ПРОТОНОВ И ЭЛЕКТРОНОВ В ЛАБОРАТОРНОЙ И СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЕ Геофизика

Текст научной статьи на тему «СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ЭФФЕКТИВНОСТИ УСКОРЕНИЯ ПРОТОНОВ И ЭЛЕКТРОНОВ В ЛАБОРАТОРНОЙ И СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЕ»

ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2015, том 55, № 2, с. 161-167

УДК 523.98

СРАВНИТЕЛЬНЫМ АНАЛИЗ ЭФФЕКТИВНОСТИ УСКОРЕНИЯ ПРОТОНОВ И ЭЛЕКТРОНОВ В ЛАБОРАТОРНОЙ И СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЕ

© 2015 г. В. М. Томозов1, Н. А. Строкин2

Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск 2Иркутский государственный технический университет, г. Иркутск e-mail: strokin85@inbox.ru Поступила в редакцию 31.03.2014 г. После доработки 21.10.2014 г.

Проведен анализ данных лабораторных экспериментов по ускорению протонов и электронов в квазинейтральном токовом слое с точки зрения их возможных приложений к интерпретации активных явлений, происходящих в атмосфере Солнца. Показано, что темпы ускорения электронов и ионов в лабораторных условиях превосходят темпы ускорения частиц в эруптивных событиях на Солнце. Представлено краткое описание параметров вспышек как основных астрофизических объектов для сравнительного анализа.

DOI: 10.7868/S0016794015020169

1. ВВЕДЕНИЕ

Активность Солнца обусловлена дифференциальным вращением и конвекцией. Согласно гелиосейсмическим данным нижняя граница конвективной зоны находится на глубине О.73^0 (Д0 — радиус Солнца), где сосредоточены сильные магнитные поля и, благодаря действию механизма динамо, происходит их интенсивный рост. Верхняя часть конвективной зоны ответственна за многообразие проявлений активности в атмосфере Солнца. Структурный характер атмосферы связан с выходом усиленных магнитных полей различных масштабов в фотосферу и в более высокие слои атмосферы и с их взаимодействием с потоками ионизованного вещества. Динамический характер поведения магнитных полей в солнечной короне, управляемый движениями вещества конвективных элементов, приводит к накоплению и диссипации энергии магнитного поля в форме нано-, микро-вспышек, вспышек и коро-нальных выбросов массы (КВМ), оказывающих возмущающее воздействие на магнитосферу Земли [Алтынцев и др., 1982; Прист и Форбс, 2005].

Образование квазинейтральных токовых слоев (КТС) является универсальным свойством солнечной атмосферы. Непосредственно процесс определяется структурой движений в плазме фотосферы. Характерной чертой движений являются сдвиговые течения между конвективными элементами, деформирующие основания вмороженных силовых линий магнитного поля, приводящие к накоплению свободной энергии в магнитной конфигурации и рождению КТС [А1у,

1990; Matyukhin and Tomozov, 1990]. Если процесс пересоединения магнитных полей в КТС происходит в плотной холодной плазме хромосферы и переходной области Солнца, то основными каналами выделения энергии оказываются быстрые движения плазмы и ее нагрев. Когда выделение энергии происходит в горячей разреженной плазме короны, то большая доля энергии передается быстрым частицам. Практически все солнечные вспышки в своем развитии демонстрируют три последовательных стадии эволюции — начальную, взрывную и затухающую. Взрывная фаза является периодом наиболее быстрого выделения энергии, сопровождается появлением ускоренных частиц и, по-видимому, раскрытием части силовых линий магнитного поля структуры в корону. Наиболее мощные из вспышек обычно сопровождаются КВМ [Li and Zank, 2005].

Ускоренные ионы и электроны являются естественным следствием вспышек. Механизмы набора энергии частицами не вполне понятны, поэтому, с целью прояснения механизмов ускорения, в данной работе проводится сравнительный анализ характеристик процессов ускорения ионов и электронов в КТС в лабораторной плазме и в ходе реализации эруптивных явлений на Солнце.

2. О НЕКОТОРЫХ МОДЕЛЯХ ВСПЫШЕЧНЫХ ЯВЛЕНИЙ

Вспышки генерируют значительное количество ускоренных частиц, иногда с релятивистскими энергиями. Небольшие вспышки генерируют

2

161

электроны с энергиями 3—10 кэВ и квазитепловым спектром. Вспышки средней и большой мощности являются источниками нетепловых электронов, спектр которых продолжается до 0.5 МэВ. Более редкие сильные вспышки порождают протоны с энергиями до 100 МэВ и электроны тех же энергий, а в наиболее мощных событиях (до 10-ти за цикл активности Солнца) генерируются солнечные космические лучи с энергиями частиц до 10 ГэВ. Спектры ускоренных частиц, как правило, являются степенными, с резким завалом в области максимальных энергий. Часть частиц из-за характера топологии магнитного поля в активной области уходит вниз, в хромосферу, создавая собственно вспышечное явление. Другая часть выходит в межпланетное пространство и приводит к геоэффективным возмущениям: модификации состава и физико-химических процессов в мезосфере и стратосфере, изменению содержания озона, генерации космо-генных изотопов и дополнительной дозе ионизирующего излучения для биологических объектов [Мирошниченко и др., 2013]. Связанные со вспышками КВМ вызывают возмущения магнитосферы.

В настоящее время для интерпретации наблюдений солнечных эруптивных явлений привлекаются, в основном, модели вспышек двух типов: "стандартная", которая была предложена в работе [Sturrock, 1966], и модель "магнитного прорыва" [MikiC and Lee, 2006]. Согласно представлениям стандартной модели, структура поля в форме каспа и двухленточные вспышки возникают в нижней короне, а магнитное пересоединение происходит в КТС, находящемся внутри магнитной структуры. Для нарушения устойчивости слоя здесь требуются сходящиеся к нейтральной линии магнитного поля движения вещества в фотосфере, вызывающие гашение магнитного потока в процессе его медленного пересоединения под существующим волокном. Модель "прорыва" [Syrovatskii, 1982; Antiochos et al., 1999] включает многополярную топологию магнитного поля и допускает внешнее магнитное пересоединение в КТС в вершине аркады петель, которые подвергаются сдвиговым движениям в подножиях. Подобно модели с гашением магнитного потока и с внутренним пересоединением, модель "прорыва" требует наличия полей с сильным сдвигом силовых линий вблизи нейтральной линии, что часто наблюдается в каналах магнитных волокон.

3. ЭНЕРГИЧНЫЕ ЭЛЕКТРОНЫ В ЛАБОРАТОРНОМ ЭКСПЕРИМЕНТЕ

Информативным способом исследования механизмов нагрева и ускорения частиц и структуры магнитного поля в КТС является лабораторное моделирование [Алтынцев и др., 1982, 1984]. Под-

ход, обосновывающий применимость результатов лабораторного моделирования к реальным астрофизическим объектам, получивший название принципа ограниченного моделирования, был предложен в работе [Подгорный и Сагдеев, 1969]. В течение ряда лет модельные эксперименты по изучению процессов энерговыделения в КТС проводились в ИСЗФ СО РАН на установке "УН-Феникс".

Результаты по формированию КТС и регистрации ускоренных электронов приведены в работе [Алтынцев и др., 1984]. Водородная плазма (начальная концентрация п0 = 1012—1014 см-3, начальная температура электронов и ионов Т0е = Тш = = 1-5 эВ) в цилиндрическом кварцевом объеме (длина 100 см, диаметр 18 см) помещалась в квазистационарное однородное магнитное поле (В0 = = 102—103 Гс; период ~1 мс), ориентированное вдоль оси системы, и подвергалось воздействию цилиндрического магнитного поршня В1 ~ 1400 Гс, нарастающего на длине 30 см по синусоидальному закону за время Аt ~ 450 нс и направленного навстречу полю В0. Образовывался КТС (толщина слоя А ~ 2 см), вначале движущийся к оси системы, а затем останавливающийся на некотором от нее расстоянии. Оказалось возможным выделить три стадии эволюции слоя "в электронном свете". Начальная, связанная с формированием слоя, была названа стадией вспышечного энерговыделения. В это время плазма в КТС переходит в турбулентное состояние за счет возникновения ионно-звуковой неустойчивости и нагревается. При малых тепловых потерях нагрев плазмы на первой стадии выделения энергии в лаборатории соответствует нагреву КТС турбулентными механизмами в солнечной короне во время вспышки.

Одновременно с нагревом электронов наблюдалось эффективное ускорение части из них в области нейтральной линии (В1 = 0) до энергий Е ~ ~ 30Те. При п0 < 6 х 1012 см-3 на энергетическом спектре выделялись две характерные области -тепловая, при Е < 4 кэВ, и в диапазоне 4—10 кэВ, где заметно "плато", обрывающееся на Е > 12 кэВ. Типичный спектр по энергии показан на рис. 1. Доля энергии ускоренных электронов относительно основной плазмы в КТС составляет ~0.1; темп набора энергии электронами ёЕе/ё1 < 1011 эВ/с. При росте концентрации плазмы в слое средняя энергия ускоренных частиц уменьшается, но их относительное число остается постоянным ~10-2. Некоторые особенности спектров ускоренных электронов указывают на их возможное ускорение ленгмюровскими колебаниями.

На второй, "релаксационной", стадии (80— 200 нс) в плазме КТС в результате развития ти-ринг-неустойчивости заканчивается формирова-

ние магнитных островов и происходят периодические колебания температуры и проводимости плазмы, которые связаны с изменением уровня ионно-звуковой турбулентности. Электроны ускоряются не по всему слою, а в локальных областях вблизи Х-точек магнитного поля, и могут накапливаться в магнитных островах; средняя энергия электронов ~3 кэВ.

На асимптотической, "электронной", стадии (/ > 200 нс) КТС останавливается на некотором радиусе, тиринг-неустойчивость стабилизируется, плазма слоя охлаждается и ускоренные электроны не регистрируются.

4. УСКОРЕНИЕ ИОНОВ В ЛАБОРАТОРНОМ ЭКСПЕРИМЕНТЕ

В серии экспериментов [АИу^еу е! а1., 1988, 1990; Алтынцев и др., 1989а,б], когда исследовались характеристики нагрева и ускорения протонов в КТС, поле Вх создавалось в виде апериодического импульса длительностью на полувысоте ~3.5 мкс. Прежде всего, надо отметить многообразие идентифицированных механизмов ускорения ионов. Они разные в динамическом состоянии, когда КТС движется со скоростью и« УА (УА — альвеновская скорость); и< УА, и для неподвижного КТС (стационарное относительно движения слоя как целого состояние).

В динамическом состоянии проявляются два макроскопических регулярных механизма ускорения: отражение от скачка электростатического потенциала в КТС [АНу^еу е! а1., 1988] и серфо-тронный механизм ускорения [Алтынцев и др., 1989б].

Отраженные ионы (скачки потенциала в окрестности границ КТС составляли Дф < 1000 В) выделя

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