Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Некоторые результаты изучения рентгеновских вспышек на Солнце 18
1.1. Статистическое распределение числа вспышек по их длительностям для различных интервалов мощностей явлений 18
1.2. Мощность жесткого рентгеновского всплеска и последующее развитие двуленточной вспышки 27
1.3. Указания на необходимость использования стохастических моделей, которые следуют из результатов изучения рентгеновского излучения вспышек (баланс энергии в корональных петлях и уточнение классификации вспышек, возможная пространственная структура вспышечного рентгеновского источника) 37
1.4. Выводы главы! 44
Глава II. Источники эффективного ускорения частиц в солнечных вспышках 48
II. 1. Некоторые результаты изучения возрастаний потоков ускоренных протонов 48
II.2. Существование наиболее часто встречающегося спектра протонных возрастаний 53
II.3. Дополнительное ускорение протонов небольших энергий в постэруптивных явлениях 59
II.4. Выводы главы II 64
Глава III. Стохастическая модель возникновения солнечных вспышек . 65
III. 1. Степенное распределение числа вспышек по энергиям 66
III.2. Представления о развитии лавинных моделей 75
III.3. Алгоритм расчетов для динамической системы в критическом состоянии 80
III.4 Построение модели для биполярной области 85
III.5. Выводы главы III 92
Заключение 94
Список литературы 96
- Мощность жесткого рентгеновского всплеска и последующее развитие двуленточной вспышки
- Указания на необходимость использования стохастических моделей, которые следуют из результатов изучения рентгеновского излучения вспышек (баланс энергии в корональных петлях и уточнение классификации вспышек, возможная пространственная структура вспышечного рентгеновского источника)
- Дополнительное ускорение протонов небольших энергий в постэруптивных явлениях
- Алгоритм расчетов для динамической системы в критическом состоянии
Введение к работе
Получение в последнее время, в основном, с космических аппаратов, больших рядов однородных данных о вспышках и определенный прогресс в их теоретическом осмыслении позволяют придти к более определенным представлениям о нестационарных процессах на Солнце. В последнее время на активных звездах поздних спектральных классов активно изучаются вспышечные явления большой мощности, так что сейчас появился единый ряд вспышечных явлений с полной энергией, различающейся на 10 порядков величины.
Несмотря на многолетнее изучение, процесс возникновения солнечной вспышки остается во многом загадкой для исследователей. Одновременно с большим прогрессом в исследовании вторичных (в частности, постэруптивных) процессов во вспышечной атмосфере, ответы на некоторые кардинальные вопросы остаются неизвестными. Необходимо понимание того, что стоит за собственно процессом вспышки.
В то же время понимание вспышечных явлений очень важно как с точки зрения изучения физических процессов в больших масштабах областей, занимаемых замагниченной плазмой, так и с точки зрения влияния потоков плазмы и ускорения частиц на Солнце на нашу технологичную цивилизацию. Мы полагаем, что использование представлений о нелинейных процессах, вообще говоря, дает возможность интерпретировать современные наблюдения вспышек различной мощности и длительнее.
Большая солнечная вспышка - это несколько импульсных эпизодов, выброс материи (СМЕ, эрупция волокна или серж) и развитие системы постэруптивных петель различных масштабов (в т.ч. гигантских). Сопоставление данных о мягком и жестком рентгеновском излучении
показало, что достаточно мощные импульсы, как правило, сопровождаются последующим формированием системы корональных петель. Большие вспышки, как правило, сопровождаются ускорением частиц до очень больших энергий. Как обеспечить столь большую эффективность этого процесса остается неизвестным.
Возникновение эруптивных процессов, проблемы, связанные с прогнозом солнечных вспышек, возможно, должны изучаться в рамках вероятностного подхода к возникновению основного энерговыделения. В работе кроме традиционных методов изучения таких сложных явлений как солнечные вспышки предложено использовать подход, основанный на стохастическом описании сложных динамических систем.
Актуальность
Солнце - ближайшая к нам звезда, находящаяся в центре нашей планетной системы. Электромагнитное излучение и потоки частиц оказывают большое влияние на процессы в магнитосфере и ионосфере Земли. Это влияние сильно возрастает при развитии на Солнце мощных нестационарных явлений. Они могут проявляться в виде выброса больших масс корональной плазмы, образования на Солнце мощных источников жесткого электромагнитного излучения и ускоренных частиц. Потоки замагниченной плазмы вызывают сложный комплекс явлений в гелиосфере и в пространстве, окружающем планеты. Таким образом, понимание процессов, происходящих в солнечной атмосфере и в межпланетном пространстве, и разработка основ прогноза солнечной и геомагнитной активности являются актуальными научными проблемами. До середины 60-х годов вспышки наблюдались в оптическом и радиодиапазонах. Благодаря внеатмосферной астрономии проведены наблюдения вспышек практически во всех длинах волн электромагнитного
излучения и измерены приходящие от них потоки частиц различных энергий. Эти наблюдения в последние годы проводятся с очень высоким пространственным и временным разрешением. Полученный в результате космических исследований огромный материал свидетельствует о большом многообразии динамических процессов на Солнце и, в частности, при солнечных вспышках. Физические условия в различных слоях вспышечной атмосферы изучены достаточно хорошо. Источник мягкого рентгеновского излучения представляет собой совокупность петель, заполненных плазмой с температурами от 5 до примерно 20 млн. градусов и с плотностями около 1010 см'3. Образованию этого источника способствует один или несколько актов первичного энерговыделения, длящегося очень небольшое время. Изучение этих сложных процессов поведения плазмы в магнитных полях представляет большой интерес, дополняя соответствующие лабораторные эксперименты по удержанию плазмы в магнитных полях и термоядерные исследования.
Новые возможности численного моделирования способствовали прогрессу в интерпретации ряда явлений, наблюдаемых при вспышках. Общее представление о вспышках как процессах трансформации магнитной энергии в другие виды нашло свое подтверждение. Плодотворными также оказались работы по изучению вторичных процессов, которые следуют за актом первичного выделения энергии. В частности, это относится к изучению газодинамического отклика хромосферы активной области на процессы воздействия на нее приходящих сверху потоков тепла и ускоренных частиц. Большой прогресс был достигнут также в прямом моделировании магнитогидродинамической (МГД) задачи, показавшем, что, процесс пересоединения магнитных силовых линий действительно реализуется на Солнце по крайней мере на заключительной фазе развития вспышки.
Вспышки, особенно мощные, представляют собой очень сложный процесс, и прямое МГД-моделирование должно учитывать многочисленные факторы. Хотя сама система МГД-уравнений известна, информация о структуре магнитного поля активной области очень скудна, и во многом произвольными являются начальные и граничные условия задачи. Пока это ограничивает возможности такого численного моделирования, и не позволяет дать адекватную интерпретацию наблюдательных данных о возникновении и развитии вспышек, особенно в их импульсной фазе. Очень актуальным является поэтому привлечение новых методов, которые могут помочь в понимании природы вспышечных явлений.
Один из возможных подходов заключается в рассмотрении вспышки как сложной динамической системы. Нелинейные эффекты должны в данном случае проявляться очень сильно. При этом могут развиваться различные неустойчивости. Эволюция магнитной конфигурации активной области на Солнце может в некоторые моменты приводить систему в определенные критические состояния, после чего развитие этой ситуации может идти несколькими путями. Попадание системы в точку бифуркации означает, что даже небольшие возмущения могут очень сильно сказываться на физических условиях в рассматриваемой области. Исследования лавинообразных процессов становится сегодня актуальным направлением исследований в самых различных областях науки.
Целью диссертационной работы было, во-первых, выявление в многочисленных наблюдательных данных, относящихся к вспышкам, тех свойств, которые указывают на необходимость использования представлений о вспышке как лавинообразном процессе реализации магнитной энергии, и, во-вторых, моделирование возникновения вспышки в рамках стохастической модели.
Это включало в себя:
исследование распределения вспышек по длительностям существования мощного мягкого рентгеновского излучения, связи мягких и жестких всплесков с целью выяснения физического смысла классификации вспышек;
анализ ускорения частиц во всех протонных событиях, отождествленных с солнечными вспышками, для возможного выявления характеристик, общих для случаев эффективного протекания рассматриваемого процесса;
построение модели солнечных вспышек как «лавины» мелкомаштабных процессов диссипации противоположно направленных магнитных полей.
Структура работы
Диссертация состоит из Введения, трех глав и Заключения, общий объем составляет 100 страниц, в том числе 17 рисунков и 81 библиографическая ссылка.
Краткое содержание работы
Во Введении сформулирована цель работы, обосновывается ее актуальность; описывается структура и приводится краткое содержание диссертации; приводятся основные положения, выносимые на защиту.
В главе I изучаются статистические данные о параметрах рентгеновских вспышек, демонстрирующие целесообразность стохастического подхода к исследованию эруптивных процессов на Солнце.
В параграфе 1.1 рассматриваются существующие результаты наблюдений солнечных вспышек и СМЕ, большие ряды однородных данных о вспышках и возможности их статистического исследования. Из общей Базы данных ИЗМИРАН, содержащей более 60000 вспышек, были выбраны события ярче СЗ - более 19 тысяч явлений, для которых проведено статистическое
исследование мощности от их полной длительности. Были построены гистограммы зависимости числа вспышек от длительности в четырех интервалах их мощностей - от СЗ до С9, от МІ до М2.9, от МЗ до XI и мощнее XI. В первом случае, на гистограмме распределения числа вспышек от их длительности выделяется единственный максимум в 10-20 минут с экспоненциальным спадом к более длительным событиям. Более 70% явлений характеризуются полной длительностью менее 30 мин. Для вспышек во втором интервале мощности эта доля уменьшается до 48%, а на третьем уже выделяется второй максимум явлений с длительностью 50-60 минут и появляется некоторое число очень длительных событий. Такой же вид гистограммы остается и при переходе к самым мощным событиям, причем число очень длительных явлений возрастает.
В параграфе 1.2 совместный анализ данных о мягком и жестком излучении подтверждает, что жесткий всплеск происходит близ момента достижения максимума производной потока мягкого излучения по времени. Исследуются моменты возрастания жесткого рентгена и увеличения потока мягкого рентгеновского излучения мощных событий. Определено, при какой мощности мягкого рентгеновского излучения появляется жесткий всплеск и прослежены последствия его появления. За период 1997-1998 гг. были отобраны мягкие рентгеновские вспышки балла С и выше, длительность которых превышала 25 минут и им ставились в соответствие жесткие рентгеновские всплески. Показано, что для вспышек ярче В5 появление жесткого импульса на фазе роста мягкого рентгена наблюдается в 20% случаев, для вспышек СЗ - С5 появление достаточно жесткого всплеска в большинстве случаев сопровождается увеличением полной длительности мягкого рентгеновского события по сравнению с длительностями, теоретически допустимыми для импульсных вспышек. Для вспышек балла М это заключение справедливо практически без исключений.
В параграфе 1.3 обсуждаются указания на необходимость использования стохастических моделей, которые следуют из результатов изучения рентгеновского излучения вспышек. Это потребовало некоторого уточнения классификации солнечных вспышек. Известно, что подавляющее большинство вспышек являются довольно слабыми импульсными явлениями. В них уже ускоряется некоторое количество электронов, и в результате отклика плотных слоев хромосферы на воздействие на них потоков тепла и/или ускоренных частиц горячая плазма заполняет корональную петлю. В работе проведено рассмотрение баланса энергии в корональных петлях. Во-первых, показано, что в собственно импульсных вспышках плазма свободно высвечивается. Этот процесс определяет малую длительность многочисленных слабых явлений. В более мощных коротких вспышках той плазмы, которая испаряется в ходе нескольких импульсных эпизодов оказывается недостаточно для объяснения наблюдений мягкого рентгеновского излучения. Одной из возможностей для объяснения появления дополнительного количества горячей плазмы в короне является привлечение соображений, связанные с развитием стохастических процессов. Во - вторых, рассмотрение баланса энергии показывает, что существование постэруптивных петель возможно в случае дополнительного нагрева плазмы в верхней части арочной системы. Скорее всего, необходимая для этого энергия поступает из области пересоединения в короне.
Итак, в работе мы были вынуждены несколько уточнить классификацию солнечных вспышек, данную в работе Лившица М.А. (Изв. РАН, Серия физическая, т. 63, N 11, с. 2168, 1999), разделив события на импульсные, компактные и длительные (LDE) явления. Если в импульсных вспышках ускорение определенного количества электронов может объяснить сценарий явления, то в более мощных коротких вспышках необходимо привлекать соображения, связанные с развитием катастрофического процесса. Такой же процесс вероятнее всего реализуется и в начальной стадии мощных длительных явлений, которые уже
сопровождаются формированием громадных постэруптивных арочных систем. В работе будут фактически рассматриваться компактные и мощные длительные явления, а слабые импульсы будут учитываться только при интерпретации статистических распределения вспышек по энергиям (Глава Ш, параграф 1).
В связи с рассмотрением процессов катастрофического характера, возникла проблема во всем ли объеме вспышки или в какой - то ее части развиваются основные высокоэнергичные явления. Для исследования этого вопроса мы обратились к данным о жестком рентгеновском излучении. Были измерены расстояния между максимумами излучения в диапазоне 53-93 кэВ, т.е. между основаниями вспышечных петель для 15 МЗ - Х4 вспышек, располагавшихся как в западном, так и в восточном полушариях. Получено, что зависимость отношения скоростей счета гамма (> 400 КэВ) и жесткого рентгеновского (> 30 КэВ) спектрометров от расстояния между основаниями петли, аппроксимируется гауссианой. Ее максимум располагается примерно на 20 угловых секунд, что соответствует полной длине петли, несколько превосходящей 20 тыс. км на Солнце. Несмотря на различие индивидуальных вспышек, этот неаприорный результат свидетельствует о том, что петли гамма - вспышек характеризуются расстоянием между основаниями, заключенными в пределах от 10 до 20 тыс. км. Таким образом, показано, что для реализации эффективного ускорения частиц необходим определенный масштаб всего явления. В чисто импульсных событиях ускорение, по-видимому, происходит в очень низком источнике с очень небольшими петлями. Только при наличии связи этой точки с более удаленными местами с противоположной магнитной полярностью значительно увеличивается вероятность эффективного ускорения частиц и развития других высокоэнергичных явлений. Таким образом, для рассматриваемых ниже событий, в которых можно предполагать развитие стохастических процессов, разумно выделять ядро вспышки - область первичного импульсного энерговыделения и связанную с ней корональную
петлю. В этом ядре, вероятнее всего, развиваются основные высокоэнергичные явления. Кроме ядра во многих событиях, конечно, существуют системы громадных постэруптивных арок.
Мощность жесткого рентгеновского всплеска и последующее развитие двуленточной вспышки
Крайне важным представляется изучение отличий в начальной фазе больших и двухленточных вспышек. Как уже говорилось, сопоставление данных о мягком и жестком рентгеновском излучении показало, что достаточно мощные жесткие импульсы обычно сопровождаются последующим формированием системы корональных петель, т.е. образуя двуленточную вспышку. Конечно, возможны сценарии реализации только сильного импульсного события или же возникновения только тепловой вспышки без жесткой фазы. В основном такие сценарии соответствуют разным конфигурациям магнитных полей в области вспышки. Так, если силовые линии магнитного поля оказываются открытыми в пространство или становятся таковыми в результате как раз мощного импульсного события, вспышка просто не может иметь продолжения в фазах, связанных с нагревом и высвечиванием плазмы в петлях и регистрируется только как мощное импульсное событие. Тепловые же вспышки, не имея импульсной фазы возникают, как правило, вне активных областей Солнца, вдали от пятен и градиентов сильных магнитных полей.
В среднем, у двуленточных вспышек импульсная фаза длится одну, в редких случаях две минуты. В более мощных вспышках жесткое рентгеновское излучение регистрируется как один или несколько цугов всплесков, причем каждый из этой совокупности всплесков длится не более одной минуты. В результате длительность жесткой фазы больших вспышек составляет несколько минут. Современные наблюдения показывают, что практически каждый жесткий всплеск и, соответственно ускорение частиц сопровождаются определенным вкладом в мягкое рентгеновское излучение, часто приводя к образованию новой рентгеновской петли. Часто можно выделить один самый интенсивный жесткий всплеск и некоторое количество более мелких и, соответственно, основной акт энерговыделения и несколько более слабых.
Такой характер энерговыделения является решающим в возникновении и наполнении горячим веществом системы гигантских арок. Обычный одиночный всплеск не в состоянии обеспечить энергией крупную аркаду магнитного поля, тем более вывести вспышечный процесс за пределы одного вспышечного центра. Если же его мощность слишком велика, он может раскрыть систему магнитных полей. Реализация энерговыделения импульсной фазы в виде серии жестких событий, по -видимому оптимальное условие для возникновения длительного вспышечного события. Определенную роль в соответствующем анализе играет уровень фона жесткого рентгеновского излучения, который существует на данной фазе солнечного цикла, а также конфигурация и сила магнитных полей в той активной области, где происходит вспышка.
При высокой же вспышечной активности часто одновременно регистрируются рентгеновские вспышки, произошедшие в разных активных областях на Солнце, которые накладываются друг на друга, в результате чего становится крайне сложно правильно определить и сопоставить друг другу профили, вызванные одним событием. Поэтому мы не использовали данные периода активного или спокойного Солнца, а выбрали период роста активности - с октября 1997 по апрель 1998 года.
В качестве данных о жестком рентгеновском излучении мы использовали регистрации прибора BATSE обсерватории им. Комптона (GRO) (Dennis R. A., Schwartz А.К., Tolbert В. R.), для данных по мягкому рентгеновскому излучению - как и выше, мы использовали Базу данных, созданную в ИЗМИР АН и основанную для данного периода на наблюдениях ИСЗ «ГОЕС-8». За этот период из указанной базы данных были отобраны вспышки балла С и выше, полная длительность которых превышала 25 мин. Этим мягким всплескам ставились в соответствие жесткие рентгеновские всплески по данным первого, самого мягкого канала BATSE (20-25 кэВ). Вспышки, происходящие за лимбом, были исключены из нашего анализа.
На рис.2.2 приводятся несколько примеров такого сопоставления мягкого и жесткого рентгеновского излучения. Так, жесткий рентгеновский всплеск, длящийся минуту с 21:30 до 21:31 23 сентября 1997 г. (N 4688 по каталогу BATSE) и достигший поток 737 фотонов в секунду при эффективной площади приемника 2000 см , пришелся на начало длительной, более 80 мин вспышки в мягком рентгеновском диапазоне балла С 1.5 (рис. 2.а).
Более типичным случаем является картина развития события 5 ноября 1997 г., когда жесткая рентгеновская вспышка в 6:21, мощностью в 1322 фотон/с (N 4744 по каталогу BATSE) совпала с развитием вспышки в мягком рентгеновском диапазоне, с полной длительностью более часа (рис. 26). Довольно большое число С5-М5 вспышек демонстрирует сходное поведение мягкого и жесткого рентгеновского излучения.
Один из примеров более мощных явлений приведен на рис. 2в. Здесь жесткий рентгеновский всплеск состоял из двух мощных импульсов, 1400 и 1270 фотон/с, и нескольких более слабых всплесков, произошедших на фазе роста мягкого рентгеновского излучения. Для большого количества вспышек такой мощности наблюдаются «дублетная» структура жестких рентгеновских всплесков с задержкой одного импульса относительно другого примерно на одну минуту (см., например, гистограмму в Лившиц, 1999). Однако лишь для небольшого числа мощных вспышек длительность жесткого рентгеновского всплеска возрастает до 10-20 мин.
Данные для описанных выше вспышек сопоставляются в Таблице 1.1 еще с несколькими примерами исследованных явлений. Кроме приведенных в таблице явлений мы проанализировали еще некоторое количество вспышек, зарегистрированных одновременно на спутниках «ГОЕС» и "GRO" (прибор BATSE).
Указания на необходимость использования стохастических моделей, которые следуют из результатов изучения рентгеновского излучения вспышек (баланс энергии в корональных петлях и уточнение классификации вспышек, возможная пространственная структура вспышечного рентгеновского источника)
В длительных вспышках необходим дополнительный нагрев, который может компенсировать хотя бы часть радиационных потерь. Можно ввести величину и = pjn2L{T), т.е. отношение дополнительного нагрева к потерям на излучение. Для простоты будем считать, что величина и не зависит от положения точки внутри корональной петли.
Если нагрев и расширение отсутствуют, уравнение (1.2) для однородного источника может быть переписано в виде Данные со спутников, например TRACE, показывают постоянство гигантских арок со временем и поэтому trad не должно очень сильно отличатся для длительных событий. Поэтому для большой и двухленточной вспышки возможен такой сценарий развития в послеэруптивной фазе. Импульс значительной мощности раскрывает систему корональных петель и обеспечивает выделение энергии в сформированном вертикальном токовом слое. Общая энергетика процесса связана с мощностью этого импульса, которая в свою очередь тесно коррелирует с величиной максимальной температуры в источнике рентгеновского излучения в конце импульсной фазы.
В сильных событиях со значительным Ттах масштаб и степень развития токового слоя велики, и величина и начинает приближаться к единице.
Итак, в работе мы были вынуждены несколько уточнить классификацию солнечных вспышек, разделяя их на импульсные, компактные и LDE явления. Если в импульсных вспышках ускорение определенного количества электронов может объяснить сценарий явления, то в более мощных коротких вспышках необходимо привлекать соображения, связанные с развитием катастрофического процесса. Такой же процесс вероятнее всего реализуется и в начальной стадии мощных длительных явлений, которые уже сопровождаются формированием громадных потсэруптивных арочных систем. Ниже в работе будут фактически рассматриваться компактные и мощные длительные явления, а слабые импульсы будут учитываться только при интерпретации статистических распределения вспышек по энергиям (Глава Ш, параграф 2).
В связи с рассмотрением процессов катастрофического характера, возникла проблема во всем ли объеме вспышки или в какой - то ее части развиваются основные высокоэнергичные явления. Этот вопрос анализируется во второй части этого параграфа. б) Возможная пространственная структура вспышечного рентгеновского источника. Современные наблюдения показывают, что мощные рентгеновские вспышки (или отдельные их эпизоды) включают в себя несколько импульсов - взрывную фазу и последующее длительное развитие постэруптивной аркады.
Чтобы понять, где происходит основное энерговыделение и ускорение частиц, в нашей работе (Лившиц М.А., Осокин А.Р., Шаховская А.Н, 2006) эффективность ускорения частиц описывалась отношением скоростей счета двух инструментов широкополосного спектрометра (Wide Band Spectrometer - аппаратуры ) спутника Yohkoh: одного, работающего в жесткой рентгеновской области и другого - в гамма - диапазоне. Эти скорости счета HXS1 и GRS1 относились к диапазонам. Е 30 и Е 400 кэВ (заметим, что в нашем анализе данных о больших всплесках не учитывалось некоторое изменение границ диапазонов в течение восьми лет работы спутника). Эти два сигнала дают некоторое представление об эффективности ускорения не только электронов, но и тяжелых частиц в достаточно мягком и релятивистском диапазонах. Об этом, в частности, свидетельствует корреляция этих данных с приходом СКЛ от восточных вспышек. Для анализа мы использовали события из списка гамма - вспышек, зарегистрированных как рентгеновским, так и гамма - инструментами WBS.
Для тех же событий жестким рентгеновским телескопом НХТ YOHKOH были получены изображения в четырех энергетических диапазонах. Самый последний из них - канал Н - относился к диапазону 53-93 кэВ. Для всех анализируемых событий, кроме одного, в канале Н имелись эти изображения, одно из которых приведено на рис. 1.3 прямо из атласа данных. Это изображение относится к протонной вспышке 26 ноября 2000 г., которая началась около 16: 30 UT в мягком рентгеновском диапазоне спутника GOES, характеризовалась баллом X 4.0 / 2В (18N,38W) и длилась менее часа. Петля наиболее отчетливо видна в мягком рентгеновском диапазоне, а жесткое излучение, изофоты которого также показаны на рис. 1.3, как правило, концентрируются близ оснований петель.
Были измерены расстояния между максимумами излучения в диапазоне 53-93 кэВ для 29 вспышек, располагавшихся как в западном, так и в восточном полушариях. Вспышки имели балл от М2 до Х4, так что они уверенно регистрировались в интегральном канале гамма - спектрометра (GRS1). Далекие залимбовые явления нами не рассматривались.
Дополнительное ускорение протонов небольших энергий в постэруптивных явлениях
Мы будем в дальнейшем область импульсного энерговыделения и выделенную петлю - источник жесткого рентгеновского и гамма излучения - называть энергетическим ядром вспышки. Обычно развитие этого ядра можно отождествлять с компактной вспышкой. Появление этой особенности связано как с достаточной мощностью импульса, так и с достаточно энергичным выбросом, чаще всего затрагивающем как хромосферные, так и корональные слои и переходящем в СМЕ типа гало.
Есть основания полагать, что формирование этого энергетического ядра уже достаточно для эффективного ускорения релятивистских частиц. Такой взгляд согласуется с достаточно низкой локализацией основного источника ускорения релятивистских частиц, что было продемонстрировано для вспышки в день Бастилии (Лившиц, Белов 2004).
Современные наблюдательные данные позволяют выяснить причины, приводящие к зависимости свойств возмущения межпланетной среды от длительности нестационарного процесса на Солнце. В данной работе прежде всего показано, что результаты наблюдений мягкого рентгеновского излучения свидетельствуют о том, что вспышечные явления на Солнце разделяются на импульсные явления, где происходит свободное высвечивание образующейся горячей плазмы, типичные (двуленточные) вспышки с образованием системы горячих корональных петель и на длительные вспышки со сложной пространственно-временной структурой, включающей в себя явления в комплексах активности и динамические вспышки. Кроме того, современные наблюдения дали возможность исследовать в этой работе связь импульсного явления с последующим развитием системы корональных петель. Увеличение длительности явления оказывается тесно связанным с воздействием этого солнечного процесса на условия в межпланетной среде.
В работе (Лившиц и др. 2001) для единственного случая было проиллюстрировано, что длительные вспышки приводят к усилению возмущения межпланетной среды. Здесь по всей базе данных выделены аналогичные события, в которых, вероятно, такое усиление также возможно. Исследованию этого вопроса уделяется в последнее время большое внимание вследствие его важности для предсказания космической погоды. Общая проблема связи СМЕ и процессов в длительных вспышках оказалась, к сожалению, весьма сложной.
Обычно появление большого числа релятивистских частиц связывали не только с мощными, но и с длительными вспышками. Проведенное выше рассмотрение показывает, что формирование энергетического ядра (фактически компактной вспышки) является уже достаточным для эффективного ускорения частиц, т.е. собственно длительность вспышки, определяемая в основном постэруптивной фазой, играет второстепенную роль в процессах ускорения частиц высоких энергий. С целью выяснения условий, приводящих к эффективному ускорению частиц, нами начато изучение серий гомологичных вспышек. Решение этой проблемы тесно связано с выяснением тех факторов, которые определяют общую длительность рентгеновской вспышки. К этим факторам относятся особенности МГД конфигурации той активной области, в которой происходят рассматриваемые нестационарные процессы, характеристики каждого из выбросов, происходящих на различных стадиях большой вспышки, в частности общая энергетика импульсной фазы. Нами начато последовательное изучение перечисленных выше факторов. Прежде всего были рассмотрены несколько серий коротких вспышек в ноябре 2000 года (Chertok I.M. et al. 2004; Боровик В.Н. и др. 2003; Лившиц, Бадалян 2004). Затем была рассмотрена серия коротких вспышек в июле 2002 года (Шаховская, Лившиц 2006), где наиболее отчетливо была прослежена связь с характеристиками выбросов. Во вспышке X 1.8 18 июля 2002 г (около 8 UT), длительность которой в диапазоне 1-8 А составляла всего около 10 минут, излучение соответствующей системы корональных петель, основания (ленты) которых наблюдались в хромосфере в центре и крыльях линии Н- alpha и в диапазоне 1600 А, быстро затухает. Анализ всей совокупности наблюдений на коронографах КрАО и вне атмосферы позволяет придти к заключению о том, что прекращение вспышечного процесса в этом случае главным образом связано с разрушением области возможного последующего энерговыделения (предположительно - токового слоя), вследствие возникшего низко и удачно ориентированного выброса плазмы. В другой вспышке 15 июля 2002 года после 20:00 в той же активной области наблюдались несколько выбросов. Первая часть вспышки 15 (20:04) и вся вспышка 18 могут считаться гомологичными явлениями. 15 июля аналогичный выброс возник в том месте и так же в направлении на север, что свидетельствовало о неизменном положении особенности магнитной конфигурации. Однако только после мощного выброса в восточном направлении произошло мощное ускорение частиц и постэруптивные петли развились вдоль нейтральной линии.
Алгоритм расчетов для динамической системы в критическом состоянии
Дело в том, что степенные законы распределения представляют собой одну из отличительных черт сложности, являясь как бы их маркером (наравне с понятиями фликкер-шума и прерванного равновесия), тогда как для простых систем наиболее типичны экспоненциальное распределения, здесь р(х) - плотность вероятности события. Первое описывает поведение "элементарных" объектов: так распределены, например, телефонные разговоры по продолжительности или молекулы газа по энергии. Нормальному распределению подчиняются величины, получающиеся при сложении большого числа независимых случайных слагаемых, поэтому для сложных систем, в частности, солнечных вспышек, (если понимать их как состоящие из большого числа элементов) можно было бы ожидать именно гауссовой статистики. Однако это зачастую не так. Разница между нормальным и степенным распределениями носит не формальный, а принципиальный характер. Если статистика системы описывается формулой Кроме того, наблюдательные данные показывают, что степенной закон распространяется вплоть до уровня энергий рентгеновских микровспышек (порядка 1000 эрг). Тогда, учитывая один из результатов модели Рознера и Вианы, о том, что степенной закон прослеживается при условии, если основной уровень энергии в системе (активной области) гораздо меньше энергии вспышки, то основной уровень энергии в активной области должен быть гораздо меньше одного килоэрга. Это кажется маловероятным и не подтверждается наблюдениями.
Естественным образом объясняет степенные распределения в сложных системах теория самоорганизованной критичности (Self - organized criticality - SOC). В рамках этой теории смысл указанных зависимостей состоит в том, что вспышечное энерговыделение возникает с некоторой вероятностью в системе, находящейся в самоорганизованно- критическом состоянии.
Согласно ставшей классической статье Bak, P., Tang,C, and Wiesinfeld,K., 1988-го года, образчиком самоорганизованно - критических систем стала горка песка. Рассмотрим круглый стол, на который песчинки падают одна за другой, что приводит к построению более или менее конической горки. Горка растет и становится все более крутой до тех пор, пока ее наклон не достигнет некоторого критического угла (еще называемого углом покоя) за которым дальнейшее добавление песка быстро приведет к лавинам, стремящимся спустить песок вниз по горке так, чтобы наклон оставался близким к его критическому значению. В этом случае горка находится в статистически стационарном состоянии, когда средняя скорость, с которой песок падает с края стола, равна скорости добавления песчинок. Это состояние можно считать динамически стационарным, когда упрощение состояния системы от надкритического к докритическому происходит в форме отдельных лавин, начинающихся под влиянием всего одной добавленной песчинки и затрагивающих весь склон горки. Говоря языком (3.3), то свыше 99,7% событий отклоняется от среднего значения т не более чем на За (т.н. правило трех сигм), а, скажем, за 5а выбивается менее одного события на миллион. При этом появляется возможность "законно" пренебречь очень крупными событиями, считая их практически невероятными, т.е. можно отрезать хвост распределения. В случае распределения солнечных вспышек по степенному закону, мы принципиально не можем выделить некий основной масштаб, который можно считать основным.
Стоит отметить, что попытка объяснить степенное распределение в рамках МГД теории была предпринята Рознером и Ваяаной (Rosner,R. and Viana, G.S., 1978) в 1978 году. Однако, в ней возникает некоторый масштаб энергии, меньше которого степенное распределение нарушалось. Более того, MHD - система должна "помнить" сколько времени прошло после последней вспышки, т.е. следующая большая вспышка должна следовать после определенного времени ожидания - времени накопления энергии. Как показывают современные наблюдения, именно такой простой зависимости во вспышечных событиях не наблюдается, по крайней мере, в широком диапазоне энергии вспышек. Так, еще в 1994 году Biesecker (BieseckerJD. 1994) проверил это предсказание по большой выборке вспышек из каталога BATSE и не нашел никакой связи между энергией и интервалами.
Наиболее же детальный критический анализ МГД модели Рознера и Вианы был дан Лю (Lu, Е., 1995). Основное возражение касается важного условия, что каждая вспышка удаляет всю избыточную энергию в активной области, возвращая ее каждый раз к начальному состоянию с энергией Е0 , тогда как многочисленные наблюдения показывают, что вспышки отнюдь не удаляют всю запасенную энергию, что указано, например в работе Wang (Wang,H., 1992). статистической физики, характерная длина возмущений затрагивает всю систему; не завися от физического размера системы (горки), единичное возмущение (песчинка, падающие с верха горки), имеет конечную вероятность воздействовать через сталкивание лавины на другую песчинку, расположенную внизу, - т.е. система находится в критическом состоянии.
Критическое поведение горки при угле покоя напоминает случаи фазовых термодинамических переходов. Но здесь нет внешне настраиваемых параметров, необходимых для осуществления переходов (таких, как температура), которые нужны были бы для достижения полной критичности. Угол наклона достигается «естественным путем», как следствие малого добавления песчинок и их перераспределение лавинами в пространстве. Критическое состояние здесь является динамическим аттрактором и именно в этом случае оно называется самоорганизованно критичным. (Малинецкий Г.Г., Подлазов А.В., 1997)
Главный принцип, по которому можно определить систему в состоянии самоорганизованной критичности (self- organized criticality - SOC), состоит в том, что ее динамическое поведение является развивающимся свойством относительно простых взаимодействий, которые могут реализовываться во многих степенях свободы. Очень важно, что несущественно, как именно те или иные две песчинки (элементы системы) взаимодействуют, раз их расположение таково, что их механическая стабильность при увеличении наклона приближается к порогу (т.е. к движению между соседними песчинками - элементами). Достижение такого порога является фактически катастрофой, поскольку допускает существование многочисленных метастабильных состояний, при которых лавины поддерживают систему в самоорганизованном состоянии.
