Солнечные вспышки как природная лаборатория плазменных процессов Кузнецов А.А.

Солнечные вспышки как
природная лаборатория
плазменных процессов
Кузнецов А.А.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск
Основные параметры Солнца:
R=696 000 км
А.Е.=150 000 000 км
Teff=5762 К
2
Параметры спокойной
солнечной короны (вне
активных областей):
B≈0.1 – 0.5 Гс (1 Тл=104 Гс)
T≈1 МК (90 эВ)
n0≈108 – 109 см-3
Хромосфера
Переходная область
Корона
Химический состав:
H: ≈91%
He: ≈9%
<M>≈1.27
3
Внутреннее
магнитное поле
Солнца:
B≈3×104 – 105 Гс
4
Солнечная корона в EUV
Высота магнитных петель: 20 – 50 тыс. км
(иногда до 150 тыс. км и выше)
Радиус магнитных петель: около 3 тыс. км
(до 10 тыс. км)
5
Магнитное поле в солнечных
пятнах (на уровне фотосферы):
B≈2000 – 3000 Гс
6
«Стандартная» модель вспышки
нарушение равновесия →
формирование токового слоя →
магнитное пересоединение →
нагрев плазмы и ускорение частиц →
нагрев и «испарение» хромосферы
7
Мягкое
рентгеновское
излучение (~1 кэВ)
Жесткое
рентгеновское
излучение
(23 – 33 кэВ)
8
Параметры плазмы и магнитного поля в
активных областях:
n0≈1010 – 1012 см-3
T≈10 – 40 МК (0.9 – 3.5 кэВ)
B≈1000 – 2000 Гс (в основании!)
B в вершине – ? (в 1 – 10 раз меньше)
Характерные размеры:
Высота: в среднем 20 – 50 тыс. км
Радиус магнитных трубок: около 3 тыс. км
Продолжительность импульсной фазы:
порядка 10 минут (+ постимпульсная фаза
длительностью до нескольких часов)
9
До 50% энергии магнитного поля передается
ускоренным частицам.
Электроны – до 100 МэВ
Протоны – до 1 ГэВ
Механизмы ускорения:
• Ускорение постоянным электрическим полем
• Стохастическое ускорение
• Ускорение в сжимающейся магнитной петле
10
УФ-излучение →
• Структура активной области
• Температура плазмы
• Плотность плазмы (?)
11
Жесткое рентгеновское излучение (HXR) →
• Структура активной области
• Спектр ускоренных частиц
• Количество ускоренных частиц
RHESSI
12
Вспышка в HXR
(по данным
RHESSI)
13
Характеристики ускоренных электронов:
Спектр: степенной (f~E-γ, γ≈1.5 – 15)
Энергия: до десятков МэВ
Полный поток: до 1037 e-/с
Концентрация: ? (возможно, до 1010 см-3)
Интенсивность рентгеновского излучения с E>20 кэВ (на орбите Земли):
101 – 105 фотонов/(с см2)
14
Двойное степенное распределение (double power law)
15
θ=90°
n0=3×1014 см-3
nb=3×1011 см-3
E=0.1 – 1.4 МэВ
распределение по энергии –
степенное (γ=1.5)
направленный пучок (Δα≈10°)
16
Наблюдения в радио и микроволновом
диапазоне:
• Интерферометры (дают двумерные
изображения Солнца на фиксированной
частоте)
• Спектрографы (наблюдают Солнце как
целое, дают динамический спектр
излучения)
↓
• Структура активной области
• Плотность плазмы (?)
• Напряженность магнитного поля (?)
• Параметры ускоренных частиц (?)
17
Гиросинхротронное излучение
Интенсивность излучения:
18
Теоретический спектр гиросинхротронного
излучения (от электронов со степенным
спектром)
τ>>1
Пример наблюдаемого спектра солнечного
микроволнового излучения
τ<<1
Наблюдаемая интенсивность излучения:
до 105 sfu (sfu=10-22 Вт/(м2 Гц))
Максимум спектра – примерно на 10 ГГц
Поляризация: соответствует O-моде в
оптически толстой области, X-моде в
оптически тонкой области.
19
Вспышка в микроволнах (по данным радиогелиографа Nobeyama)
20
θ=90°
L=5 см
B=4 Тл
n0=3×1014 см-3
T0=1.5 кэВ
nb=3×1011 см-3
E=0.1 – 1.4 МэВ
распределение по энергии –
степенное (γ=1.5)
направленный пучок (Δα≈10°)
21
θ=90°
L=5 см
B=4 Тл
n0=3×1014 см-3
T0=1.5 кэВ
nb=3×1011 см-3
E=0.1 – 1.4 МэВ
распределение по энергии –
степенное (γ=1.5)
изотропный пучок
22
Плазменный механизм генерации радиоизлучения
Неустойчивое распределение электронов →
плазменные колебания (с частотой ω≈ωp) →
электромагнитные волны (с частотой ω≈ωp или ω≈2ωp)
Законы сохранения в нелинейных процессах:
Ширина полосы излучения:

k 2 k
 3v

2 k
2
Te
23
2ωp
ωp
Всплески III типа
Пучковая (bump-on-tail) неустойчивость
Плазменные колебания распространяются
(первоначально) параллельно магнитному
полю
24
Всплески IV типа
25
Схема источника всплесков IV типа
Конусная (loss-cone)
неустойчивость
Плазменные колебания
распространяются
(первоначально)
перпендикулярно
магнитному полю
26
Излучение на первой гармонике плазменной
частоты:
Излучательная способность:
W
~
nT
Поглощение (оптическая толщина):
 1  1.5 1017 T 3 / 2 f 2 H
Поляризация – 100% O-мода
Излучение на второй гармонике плазменной
частоты:
Излучательная способность:
W 
~

 nT 
Поглощение (оптическая толщина):
2
Для обеспечения наблюдаемой
интенсивности излучения достаточно
W/nT≈10-8 – 10-6
 2  1 / 16
Поляризация зависит от конкретных
условий
27
n0=3×1014 см-3 (fp=156 ГГц)
T0=1.5 кэВ
k≈ωp/c
Δk≈k
плазменная турбулентность –
изотропная
Δf≈1.33 ГГц (на первой гармонике)
Δf≈2.66 ГГц (на второй гармонике)
28
О поляризации излучения на удвоенной плазменной частоте:
Для квазипродольного распространения излучения и изотропной турбулентности:
Upper-hybrid waves
B
E1
E2
O-mode
B
X-mode
B
E
E
Если как плазменные, так и электромагнитные
волны распространяются поперек магнитного
поля, то степень поляризации может достигать
100% (в X-моде)
29
Результаты расчета процесса
нелинейного слияния
верхнегибридных волн.
Турбулентность – анизотропная
(генерируется электронным пучком с
двусторонним симметричным конусом
потерь).
30
Переходное излучение
Частицы фоновой плазмы
Быстрая частица
Переходное излучение подавлено при
f pe
v

vTe f Be
31
Высокочастотные микроволновые всплески
Результаты наблюдений Solar Submillimeter Telescope (SST), Аргентина
32
Механизм формирования
всплесков:
излучение на удвоенной
плазменной частоте в
хромосфере (?)
Условия в источнике
излучения:
n0=(1 – 6)×1014 см-3
B≈1000 – 3000 Гс (0.1 – 0.3 Тл)
T=?
Субтерагерцевые всплески
наблюдаются только во
вспышках средней мощности
(M-класса).
33
34