Плазменные процессы в магнитных структурах атмосфер Солнца и вспыхивающих звезд

Содержание
ВВЕДЕНИЕ 5
1 МВД ПРОЦЕССЫ В КОРОНАЛЬНЫХ АРКАХ 31
1.1 Введение.......................................................... 31
1.2 МГД колебания магнитных трубок и акустический механизм затухания . 40
1.2.1 Дисперсионное уравнение колебаний плазменного цилиндра . ... 40
1.2.2 Излучающие и неизлучающие моды колебаний....................... 44
1.2.3 Энергетический метод расчета декремента акустического затухания 45
1.2.4 Изгибпые колебания магнитных трубок ........................... 47
1.2.5 Радиальные моды колебаний магнитных трубок..................... 50
1.3 Баллонная мода желобковой неустойчивости ............................ 57
1.3.1 Дрейфовая теория и плазменный диамагнетизм..................... 57
1.3.2 Вариационный принцип (энергетический метод) ................... 59
1.3.3 Приближение резкой границы ’’плазма-плазма”.................... 61
1.3.4 Собственные моды колебаний тороидальных петель................. 65
1.3.5 Условия устойчивости корональных петель ....................... 67
1.3.6 ’’Стандартная” модель солнечной вспышки, шлемовидные
структуры и плазмоиды ......................................... 72
1.4 О закреплении оснований корональных петель .......................... 77
1.4.1 Энергетический подход и фазовые соотношения.................... 77
1.4.2 БМЗ колебания и соотношения между амплитудами.................. 79
1.5 Выводы............................................................ 81
2 КОРОНАЛЬНАЯ СЕЙСМОЛОГИЯ СОЛНЦА И ЗВЕЗД 84
2.1 Введение ............................................................ 84
2.2 Модуляция теплового тормозного и гирорезонансиого излучения........ 93
2.2.1 ММЗ (акустические) моды........................................ 93
2.2.2 Альвеновскис моды.............................................. 94
2.2.3 Радиальные БМЗ моды............................................ 96
2.3 Модуляцця нетеплового гиросиихротрониого излучения................ 97
2.3.1 Альвеновскис моды.............................................. 97
2.3.2 Радиальные моды.............................................. 99
2.4 Диссипация ММЗ, БМЗ и альвеновских мод в корональных арках .... 102
2.5 О затухании поперечных колебаний корональных петель ................. 104
2.6 Тонкая временная структура радиовсплесков IV типа................. 107
2.7 Событие 23 мая 1990 г............................................. 109
2.8 Событие 15 апреля 2002 г. ........................................... 112
2.9 Оптические осцилляции вспыхивающих звезд EV Lac и EQ Peg В . . . . 118
2.9.1 Колебания корнальных петель и модуляция оптического излучения 119
2.9.2 Возбуждение радиальных колебаний и диагностика вспышечной
плазмы........................................................ 122
2
2.9.3 О природе пульсаций оптического излучения на вспыхивающей звезде EQ Peg В....................................................
2.10 Колебания мягкого рентгеновского излучения AT Mic..................
2.10.1 Возбуждение ММЗ колебаний петель и модуляция рентгеновского излучения .........................................................
2.10.2 Диссипация ММЗ волн и диагностика плазмы....................
2.11 Выводы.............................................................
3 КИНЕТИЧЕСКИЕ НЕУСТОЙЧИВОСТИ И ПЛАЗМЕННАЯ ТУРБУЛЕНТНОСТЬ В КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ АРКАХ
3.1 Введение............................................................
3.2 Плазменная турбулентность и жесткое рентгеновское излучение солнечных вспышек......................................................
3.3 Возбуждение электростатических волн и свистов релятивистскими электронами............................................................
3.3.1 Основные предположения и ограничения.........................
3.3.2 Сравнительный анализ инкрементов.............................
3.4 Явление двойного плазменного резонанса..............................
3.4.1 Дисперсионные особенности и инкремент верхнегибридных волн .
3.4.2 Конусная неустойчивость верхнегибридных волн.................
3.4.3 Условия двойного плазменного резонанса и численные расчеты инкремента ........................................................
3.5 Поляризация Ыа-излучсиия и изотропизация протонов в солнечных попытках...............................................................
3.5.1 Теория ударной поляризации На-излучсния......................
3.5.2 Столкновения и магнитная изотропизация.......................
3.5.3 Альвеновская турбулентность..................................
3.6 Событие 14 июля 2000 г.: режим сильной диффузии.....................
3.7 Событие 21 апреля 2002 г.: зебра-структура..........................
3.8 Выводы..............................................................
4 К ПРОБЛЕМЕ НАГРЕВА КОРОН СОЛНЦА И ЗВЕЗД
4.1 Введение ...........................................................
4.2 Распространение волн альвеновского типа в стратифицированной атмосфере..............................................................
4.2.1 Тонкая структура магнитного поля и генерация альвеновских волн
4.2.2 Альвеновские волны и стратификация...........................
4.2.3 Отражение альвеновских волн в переходной зоне................
4.2.4 Равновесие неизолированной магнитной трубки..................
4.2.5 Волновое уравнение поперечных мод и частота отсечки Спруита неизолированных магнитных трубок...................................
4.2.G Стратификация атмосферы и амплитуда альвеновских мод ....
4.3 Нагрев хромосферной плазмы ускоренными электронами..................
126
127
127
131
133
137
137
143
146
146
149
153
153
156
159
165
165
167
170
175
181
186
188
188
195
195
197
201
203
205
208
210
3
4.4 Микроволновые пульсации активной области ГчЮАА 9628: альвеновские волны...................................................................212
4.5 Смена знака поляризации пятенных радиоисточников и нагрев плазмы . 217
4.5.1 Пятенный источник с инверсией градиента температуры ..........217
4.5.2 Результаты численных расчетов.................................219
4.5.3 О природе инверсии градиента температуры......................222
4.6 Элементарные вспышечные события и пульсации микроволнового радиоизлучения активной области КОДА 0139 ............................. 225
4.6.1 Наблюдения и обработка данных.................................225
4.6.2 Эволюция и структура АО МОАА 0139 ........................... 227
4.6.3 Интерпретация наблюдений......................................231
4.7 Выводы..............................................................236
5 ОСНОВНЫЕ ВЫВОДЫ 238
ЛИТЕРАТУРА 241
ПРИЛОЖЕНИЕ А. Кназицилиндрическаи система координат.....................275
ПРИЛОЖЕНИЕ В. Радиационный декремент затухания МГД воли.................275
ПРИЛОЖЕНИЕ В. Инкременты электростатических волн и свистов..............276
4
ВВЕДЕНИЕ
Как известно, 99% барионного вещества Вселенной состоит из плазмы. Атмосферы звезд, излучение которых служит единственным источником информации об их строении и динамике, пронизаны магнитными полями, играющими ключевую роль во многих космических явлениях. Поэтому неудивительно, что методы физики плазмы находят самое широкое применение в астрономии на протяжении последних десятилетий.
Среди различных космических тел особое место принадлежит Солнцу (G2V) и красным карликам. Солнце является ближайшей звездой и его но праву можно назвать розеттским камнем астрофизики, служащим по образному выражению Паркера ’’ворогами к звездам”. В свою очередь, согласно каталогу SDSS (Sloan Digital Sky Survey), из 8000 звездных объектов в окрестности Солнца около 75% относятся к красным карликам, среди которых более 50% звезд спектрального класса М4-М9 обнаруживают высокий уровень магнитной активности [497].
К настоящему времени получено много указаний, свидетельствующих о единой природе эиерговыделения на Солнце и вспыхивающих звездах. Считается, что вспышки возникают из-за развития магнитогидродинамических (МГД) и кинетических неустойчивостей в одной или нескольких корональных арках, тогда как магнитные трубки служат каналами, через которые происходит перенос энергии конвективных движений плазмы из фотосферы в верхние слои атмосфер. Диссертация посвящена изучению плазменных процессов в данных магнитных структурах на Солнце и вспыхивающих звездах.
Актуальность работы
Несмотря на армаду космических лабораторий и крупных наземных телескопов, физическая природа многих солнечных и звездных явлений остается до конца не выясненной. Среди нерешенных фундаментальных проблем одними из наиболее актуальных являются проблемы всиышсчного энерговыделения и нагрева корональной плазмы. До сих пор не совсем ясно, каким образом происходит трансформация свободной энергии магнитного поля в тепловую и энергию ускоренных частиц. Все еще вызывает много споров вопрос об источниках нагрева корон Солнца и звезд.
5
Существенный вклад в решение этих задач может внести бурно развивающееся с конца 90-х годов новое перспективное направление исследований, названное корональной сейсмологией. МГД волны и колебания в солнечной и звездных коронах привлекают внимание многих исследователей на протяжении более чем 70 лет, начиная с пионерских работ Дизоиа |197|, обнаружившего пульсации солнечного протуберанца, а также Альвена [103], Бирмана [153] и Шварцшильда [414], независимо друг от друга выдвинувших гипотезу о волновом нагреве корональной плазмы Солнца. Однако лишь сравнительно недавно благодаря совершенствованию космических технологий, улучшению чувствительности приемников излучения и пространственного разрешения телескопов появилась возможность непосредственных наблюдений МГД пульсаций в магнитных структурах верхней атмосферы Солнца.
За последнее время, хотя и удалось достигнуть заметного прогресса в наблюдательной корональной сейсмологии, тем не менее мало уделялось внимания разработке методов диагностики плазмы и магнитных полей на основе короткопериодических осцилляций вепышечпого излучения, значения периодов которых в солнечной короне составляют 1 — 10 с. В значительной мере это связано с тем, что, согласно широко цитируемой работе Робертса и др. [396], быстрые магнитозвуковые (БМЗ) моды типа перетяжек (радиальные моды) могут возбуждаться лишь в сравнительно толстых корональных петлях, когда их длина Ь сравнима с радиусом сечения а. Между тем, как показали Зайцев и Степанов [29], такой вывод нельзя считать обоснованным, поскольку излучающие радиальные БМЗ моды существуют и в тонких арках (Ь а), характерных, в частности, для Солнца.
Актуальность изучения короткопериодических пульсаций излучения обусловлена еще и тем, что в настоящее время активно дискутируется вопрос о параметрах петель в коронах вспыхивающих звезд. Как правило, для оценки их длин, концентрации и температуры плазмы обычно исходят из размерностных соотношений, следующих из уравнения теплового баланса. Но такой подход требует не всегда обоснованных предположений, что зачатую приводит к противоречивым результатам. Поэтому необходимо привлечение иных независимых методов диагностики.
Помимо колебаний в магнитных структурах могут также возбуждаться
б
различные МГД неустойчивости, с которыми связывают многие нестационарные явления в атмосферах Солнца и звезд. Однако в большинстве работ на эту тему корональную арку представляют в виде идеализированного прямого плазменного цилиндра. Вместе с тем учет кривизны петель, а также воздействия внешних сил может существенно сказаться на конечных результатах и привести к появлению нового класса баллонных неустойчивостей — колебательных (оуегБЬаЬіІіїу).
В настоящее время считается, что шлемовидные магнитные структуры играют важную роль в происхождении солнечных вспышек. Причем в ходе вспышечного энерговыдслспия над вершинами петель наблюдаются плотные и горячие выбросы плазмы (плазмоиды, блобы), которые для импульсных событий никак не связаны с эрунцией ниже расположенного магнитного жгута [427, 456]. На наш взгляд, их происхождение может может быть связано с ’’отрывом” от вершины петли плазменного ’’языка”, образующегося в результате развития баллонной неустойчивости. Однако убедительных свидетельств в пользу данной гипотезы до сих пор получено не было.
Ускоренные во вспышке электроны и протоны генерируют различные плазменные волны, которые могут оказывать определяющее влияние на распространение заряженных частиц в корональных арках (нробкотронах). Тем не менее часто полагают, что диффузия электронов в конус потерь определяется кулоновскими столкновениями [120, 121]. Это и не удивительно, так как вплоть до последнего времени убедительных наблюдательных данных, свидетельствующих о доминирующей роли плазменных волн в динамике и эволюции энергичных электронов корональных арок, не существовало. Лишь недавно с помощью
радиогелиографа Нобеяма удалось разрешить движущийся вдоль корональной арки с аномально низкой скоростью нетепловой
источник [449]. Поскольку излучение на 17 и 34 ГГц определяется электронами релятивистских энергий, то объяснение, предложенное Степановым и др. [449], состояло в том, что данное необычное явление обусловлено сильной питч-угловой диффузией высокоэнергичных электронов на свистах, замедляющей поток частиц [9]. Вместе с
тем детальный анализ инкрементов возбуждения волн с учетом
релятивистских поправок в условиях корональных арок не проводился.
7
С появлением динамических солнечных спектрографов сантиметрового диапазона обнаружилось богатство тонкой спектрально-временной структуры излучения вспышек. В частности, на станции Хуайроу (Китай) наблюдалось более 30 полос в зебра- структуре [170], которые не проявляются в таком большом количестве на метровых волнах. Это требует дополнительных исследований генерации плазменных волн в арках ускоренными электронами с характерным степенным распределением по энергиям.
Мелкомасштабные волны способны также влиять на распространение низкоэнергичных (< 1 МэВ) протонов, которые могут содержать
значительную часть энергии солнечных и звездных вспышек. Поэтому не следует исключать, что альвеновская турбулентность определяет наблюдаемые особенности ударной поляризации в линии Ног. Важность подобных исследований трудно переоценить, поскольку вклад низкоэнергичных протонов в жесткое излучение вспышек пренебрежимо мал.
Считается, что за нагрев корон Солнца и звезд, вероятнее всего, ответственны либо альвеновские волны, генерируемые в фотосфере конвективными движениями, либо нано- и микровспышки (элементарные вспышечные события), обусловленные многочисленными мелкомасштабными пересоединениями магнитных силовых линий [288]. Обе гипотезы встречаются с теми или иными трудностями. Так, согласно наблюдениям в различных волновых диапазонах [288], частота элементарных вспышечных событий слишком мала. Между тем альвеновские волны подвержены сильному отражению в переходном слое между хромосферой и короной [178], а также могут испытывать значительные энергетические потери при увеличении их амплитуды. Отсюда возникает необходимость в дополнительных исследованиях причин нагрева корон.
Основные цели диссертации
1. Проанализировать дисперсионное уравнение МГД колебаний корональных петель и определить декремент их акустического затухания.
8
2. Найти условия возникновения баллонной неустойчивости во вспышечных петлях с учетом кривизны магнитных силовых линий.
3. Изучить особенности возбуждения собственных мод колебаний в корональных петлях с ’’вмороженными” основаниями.
4. Исследовать модуляцию излучения тепловой и петепловой природы МГД колебаниями в магнитных структурах атмосфер Солнца и вспыхивающих звезд.
5. Выяснить механизмы диссипации МГД волн в условиях солнечной и звездных корон.
6. Разработать новые методы корональной сейсмологии для диагностики плазмы и магнитных полей в областях вспышечиого эиерговыделения Солнца и активных красных карликов.
7. Провести сравнительный анализ инкрементов неустойчивостей свистов и электростатических волн, генерируемых релятивистскими электронами в корональных арках.
8. Рассмотреть механизм возбуждения верхпегибридных волн на двойном плазменном резонансе энергичными электронами с конусом потерь и степенным распределением по энергиям.
9. Исследовать эффективность рассеяния пучка низкоэнергичных протонов на мелкомасштабных альвеновских волнах в области вспышечиого Ног-излучения на Солнце.
10. Проанализировать особенности распространения волн альвеновекого типа в стратифицированных атмосферах с учетом тонкой структуры магнитного поля.
11. На основе микроволновых наблюдений попытаться обнаружить альвеиовскис волны и элементарные вспышечные события в солнечных активных областях, а также выяснить их роль в нагреве атмосфер Солнца и звезд.
9
Основные положения, выносимые на защиту
1. Период излучающих радиальных колебаний магнитной трубки определяегся радиусом сечения, а не ее длиной. Акустическое затухание таких колебаний играет важную роль и зависит от отношения плотностей внутри и снаружи петли.
2. Корональпая сейсмология — эффективный метод диагностики плазмы и магнитных полей Солнца и звезд.
3. Изгибные колебания вспышсчных петель раскачивают баллонную неустойчивость при малых значениях плазменного параметра бета.
4. Свисты оказывают доминирующее влияние на распространение релятивистских электронов в корональных арках.
5. За генерацию миогополосной зебра-структуры в микроволновом излучении Солнца ответственна конусная неустойчивость верхне-гибридньтх волн на двойном плазменном резонансе.
6. Альвеновская турбулентность возбуждается потоками низко-энергичных протонов в верхней хромосфере Солнца, вызывая деполяризацию Па-излучения солнечных вспышек.
7. Поперечные и особенно крутильные моды с периодами 10 — 40 с, генерируемые на уровне фотосферы конвективными движениями в тонких магнитных трубках, эффективно проникают в корону Солнца, обеспечивая ее нагрев.
8. Элементарные вспышечные события играют важную роль в нагреве плазмы солнечных активных областей.
Научная новизна
1. Предложены новые аналитические и численные методы расчета декремента акустического затухания МГД осцилляций корональных арок.
2. Доказано, что период излучающих радиальных колебаний магнитной трубки определяется радиусом сечения, а тте ее длиной.
3. Разработаны новые методы диагностики плазмы и магнитных полей вспышечных петель по наблюдаемым пульсациям излучения Солнца и активных красных карликов в различных диапазонах длин воли.
4. Определены условия развития баллонной неустойчивости в тонких корональных петлях с учетом их кривизны.
5. Показано, что формирование шлемовидных структур и плазмоидов над вспышечными петлями может происходить в результате возбуждения баллонной неустойчивости изгибными колебаниями петель.
6. Сделан вывод о доминирующей роли турбулентности свистов в питч-угловой диффузии анизотропных электронов релятивистских энергий в корональных арках.
7. Установлено, что большое количество полос (> 30) в динамических спектрах зебра-структуры может возникать при возбуждении верхиегибридных волн па двойном плазменном резонансе ускоренными электронами с конусом потерь и стеленным распределением по энергиям.
8. Доказана возможность изотропизации потока низкоэнергичных протонов в области На-излучения солнечных вспышек из-за резонансного взаимодействия частиц с мелкомасштабными альвеновскими волнами.
9. Получены свидетельства о доминирующем вкладе альвеновоких волн с периодами 10 — 40 с в нагрев солнечной короиальной плазмы.
10. На основе оригинальных микроволновых наблюдений установлена важная роль элементарных вспышечных событий в нагреве плазмы переходного слоя и верхней хромосферы активных областей Солнца.
Научная и практическая значимость
Предложенные в диссертации теоретические модели позволяют дать физическую интерпретацию и детальное описание плазменных процессов в магнитных структурах атмосфер Солнца и вспыхивающих звезд.
11
Предсказываемые наблюдательные характеристики реальных объектов и феноменов могут служить основой для диагностики параметров вспышечной плазмы. Разработанные модели процессов энерговыделепия в корональных арках и нагрева корон могут быть использованы для создания физически обоснованных методов прогноза состояния околоземного космического пространства. Привлечение полученных результатов открывает возможность обоснованного планирования экспериментов для обнаружения в наблюдаемых солнечных и звездных явлениях особенностей, предсказываемых моделями.
Основные результаты опубликованы в ведущих научных журналах, трудах международных и национальных конференций, широко цитируются специалистами в области астрофизики.
Апробация работы
Результаты работы докладывались и обсуждались на семинарах НИИ 5,КрАО”, ГАО РАН, обсерваторий Киевского национального университета и Нобеяма (Япония), университетов Глазго и Воррика (Великобритания), включая следующие научные конференции и симпозиумы:
• The 9th European Meeting on Solar Physics, September 12-18 (Florence, Italy, 1999).
• JENAM-2000, 29 мая-3 июня (Москва, 2000).
• Конференция ’’Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналоги”, 17-22 сентября (Санкт-Петербург, ГАО РАН. 2000).
• Конференции ’’Околоземная астрономия XXI века”, 21-25 мая (Звенигород, 2001).
• Конференция "Солнечная активность и внутреннее строение Солнца", 4-9 июня (Крым, НИИ ”КрАО”, 2001).
• CESRA Workshop on Energy Conversion and Particle Acceleration in the Solar Corona, July 2-6 ( Ringberg Castle, Germany, 2001).
• Всероссийская астрономическая конференция, 6-12 августа (Санкт-Петербург, 2001).
12
• Конференция '’Солнечная активность и параметры ее прогноза”, 3-8 июня (Крым, НИИ ”КрАО”, 2002).
• Международная конференция "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного ноля Солнца”, 17-22 июня (Санкт-Петербург, ГАО РАН, 2002).
• Конференции стран СНГ и Прибалтики ’’Активные процессы на Солнце и звездах”, 1-6 июля (Санкт-Петербург, СГІ6ГУ, 2002).
• The 10th European Solar Physics Meeting ’’Solar Variability: From Core to Outer Frontiers”, September 9-14 (Prague, Czech Republic, 2002).
• Вторая Украинская конференция no перспективным космическим исследованиям, 21-27 сентября (Крым, Кацивели, 2002).
• Конференция стран СНГ и Прибалтики ’’Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности”, 2-7 июня (Нижний Новгород, 2003).
• Конференция памяти академика А. Б. Северного ’’Солнце и космическая погода”. 10-14 июня (Крым, НИИ ”КрАО”, 2003).
• Третья Украинская конференции по перспективным космическим исследованиям, 15-19 сентября (Крым, Кацивели, 2003).
• Международный семинар ’’Физика Солнца и звезд”, 22-24 октября (Элиста, 2003).
• Всероссийская астрономическая конференция ’’Горизонты Вселенной”, 3-10 июня (Москва, ГАИШ МГУ, 2004).
• CESRA Workshop 2004 ’’The high energy solar corona: waves, eruptions, particles”, June 7-11 (Isle of Skye, Scotland, 2004).
• IAU Symposium 223 ’’Multi-Wavelength Investigation of Solar Activity”, 14-19 июня (Санкт-Петербург, 2004).
• Conference ’’Astronomy in Ukraine — Past, Present and Future”, 15-17 июля (Киев, ГАО НАНУ, 2004).
13
• Четвертая украинская конференции по перспективным космическим исследованиям, 12 19 сентября (Крым, Кацивели, 2004).
• Восьмой съезд Астрономического общества и Международного симпозиума "Астрономия 2005: состояние и перспективы развития”, 1-6 июня (Москва, ГАИШ МГУ, 2005).
• Конференция "Физика небесных тел”, 11-18 сентября (Крым, НИИ ”КрАО”, 2005).
• Всероссийская конференция "Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиофизической активности”, 10-15 октября (Троицк, ИЗМИРАН, 2005).
• IAU Symposium 233 "Solar Activity and its Magnetic Origin”, March 31-April 4 (Cairo, Egypt, 200G).
• The XXVIth General Assembly IAU, August 14-25 (Prague, Czech Republic, 2006).
• Конференция "Физика Солнца”, 11—16 сентября (Крым, НИИ ”КрАО”, 2006).
• Четвертая астрономические конференции "Избранные вопросы астрономии и астрофизики”, посвященная памяти Богдана Бабия, 18-21 октября (Львов, Л НУ, 2006).
• Конференция "Солнце активное и переменное", 2-8 сентября (Крым, НИИ ”КрАО”, 2007).
• The 7-th Annual International Conference "Relativistic Astrophysics, Gravitation and Cosmology”, May 23-25 (Киев, АО КНУ, 2007).
• CESRA Workshop "'Solar Radio Physics and the Flare-CME Relationship”, .June 12-16 (Ioannina, Greece, 2007).
• XI Пулковская международная конференция по физике Солнца ’’Физическая природа солнечной активности и прогнозирование се геофизических проявлений”, 2-7 июля (Санкт-Петербург, ГАО РАН, 2007).
14
• Симпозиум ’’Международный гелиофизический год. Новый взгляд на солнечно земную физику”, 5-10 ноября (Звенигород, 2007).
Всего опубликовано около 50 тезисов докладов.
Диссертационная работа выполнена согласно научным планам НИИ ’’Крымская астрофизическая обсерватория” МОНУ и Главной (Пулковской) обсерватории РАН. Исследования проводились в рамках научных тем ’’Миллиметровое излучение Солнца”(рег. N 0101U002231), ’’Исследование крупномасштабных структур в атмосфере Солнца и сейсмология короны” (per. N 0105U002195), ’’Мониторинг солнечной активности для диагностики космической погоды” (per. N 0105U002196). Работа была поддержана российскими и международными грантами: ИНТАС (N 00 543), программами Президиума РАН “Происхождение и эволюция звезд и галактик”, ’’Активность Солнца” и программой ОФН-16, Российским фондом фундаментальных исследований (гранты N 06 -02-10859, 06-02-16838).
Результаты, полученные в работе, входили в списки ’’Важнейшие достижения в области астрономии” Научного совета РАН по астрономии.
Публикации
По теме диссертации автором опубликовано 50 статей, из них 34 в астрономических журналах, в том числе: 13 — в российских
журналах, рекомендованных ВАК для публикации основных результатов (’’Астрономический журнал”, ’’Письма в Астрономический журнал”, ’’Известия РАН. Серия физическая”), 15 — в украинских журналах (’’Кинематика и физика небесных тел”, ’’Известия КрАО”, ’’Космическая наука и технология”, ’’Journal of Physical Studies”), 4 - в международных журналах (’’Solar Physics”, ’’Advances in Space Research”), 14 статей — в сборниках трудов российских и международных научных конференций. Все статьи опубликованы после защиты кандидатской диссертации.
Личный вклад диссертанта
Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором как самостоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из НИИ ”КрАО”, ГАО РАН, С АО РАН, ИСЗФ СО РАН, ФГНУ НИРФИ, обсерватории Нобеяма (Япония). Автор принимал активное участие в разработке
15
теоретических моделей и в наблюдениях на РТ-22 НИИ ”КрАО”. В работах, посвященных аналитическому анализу декремента затухания колебаний корональиых петель, исследованию равновесия и устойчивости магнитных конфигураций, модуляции излучения МГД волнами, двойному плазменному резонансу, возбуждению звуковых колебаний в звездных арках, диагностике микроволнового излучения, распространению волн альвеновского типа в атмосферах Солнца и звезд, автору принадлежит инициатива в постановке задач и ведущая роль в их реализации. В остальных работах, опубликованных в соавторстве, вклад автора в решении рассматриваемых проблем равный.
КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ
Во Введении дана общая характеристика работы, обоснована актуальность темы диссертации, сформулированы цели и задачи исследования, основные результаты, выносимые на защиту, указаны их научная новизна и практическая ценность.
Глава 1 посвящена исследованию МГД процессов в корональиых арках Солнца и вспыхивающих звезд. Основное внимание уделяется механизму акустического затухания колебаний квазиоднородных магнитных трубок, условиям развития баллонной неустойчивости в корональиых арках и проблеме ’’вморожениости” их оснований в фотосферу.
В разделе 1.1 проведен критический обзор работ по данной тематике. Показано, что без обстоятельного анализа дисперсионного уравнения МГД колебаний магнитной трубки делать заключения о зависимости периода радиальных БМЗ мод только от ее длины некорректно, поскольку их продольная фазовая скорость может зависеть от волнового числа произвольным образом. Обсуждены методы расчета акустического затухания колебаний магнитных трубок. Показана важность учета кривизны корональиых петель в случае рассмотрения баллонной неустойчивости. При этом описание плазменных процессов на языке дрейфов заряженных частиц вследствие пренебрежения токами намагничивания может приводить к некорректным выводам. Изложены аргументы, свидетельствующие о необходимости пересмотра существующих подходов, привлекаемых для определения условий закрепления оснований корональиых петель.
16
В разделе 1.2 приведен вывод обобщенного дисперсионного уравнения МГД колебаний квазиоднородных магнитных трубок. Анализируются дисперсионные особенности собственных мод колебаний, а именно, БМЗ, медленных магнитозвуковых (ММЗ) и альвеновских волн (48, 77, 79, 90, 95]. Показано, что в магнитных трубках могут возбуждаться не только неизлучающие, но и излучающие собственные моды колебаний, генерирующие бегущие МГД волны в окружающей плазме [50]. Этот вывод следует из дисперсионного уравнения и асимптотического поведения функций Хаикеля на больших расстояниях от оси трубки, которые принимают вид цилиндрических бегущих воли. Ранее возможность существования излучающих мод была предсказана Зайцевым и Степановым [29], а также Спруитом [443]. Предложен новый метод расчета декремента акустического затухания на основе законов сохранения энергии, который для изгибных колебаний приводит к результату, согласующемуся с соответствующим выражением для декремента из решения дисперсионного уравнения. В случае радиальных БМЗ мод формулы для декрементов акустического затухания, полученные разными методами, совпадают лишь с точностью до коэффициента. С целыо выяснения такого несоответствия дисперсионное уравнение решается численно [50]. Показано, что формула Зайцева-Степанова [29] для декремента затухания БМЗ волн является более адекватной. Проведенный численный анализ также свидетельствует, что когда плазменный параметр (5 <С 1 и продольные волновые числа к < ксу где кс — критическое число, отделяющая излучающие (к < кс) моды от неизлучающих (к > кс): период радиальных колебаний магнитных трубок при ка 1 определяется радиусом сечения петли а, а не ее длиной Ь. При этом полученные значения декремента акустического затухания предполагают, что для вспышечных петель радиальные колебания должны быть высокодобротными. Полученные соотношения могут быть использованы для проведения диагностики плазмы и магнитных полей корональных арок Солнца и звезд [48, 76, 77].
В разделе 1.3 изучены механизмы возникновения баллонной моды желобковой неустойчивости в корональных арках [92, 94]. Показано, что если учесть разделение электрических зарядов в замагниченной плазме из-за. градиентного и центробежного дрейфов заряженных частиц в
17
неоднородном магнитном поле, то диамагнитные эффекты, обусловленные токами намагничивания, способны полностью компенсировать силы, ответственные за образование плазменных ’’языков”. Это предполагает необходимость учета диамагнетизма плазмы и применение уравнений идеальной МГД для описания баллонной неустойчивости в коронах Солнца и звезд. Между тем обычно считается, что ’’качественная” модель данного явления следует из дрейфовой теории [58]. Определены основные ограничения, накладываемые на применимость вариационного принципа (энергетического метода) для исследования устойчивости плазменных магнитных конфигураций. Обращено внимание на физическое различие магнитных трубок в лабораторных плазменных установках (граница ’’плазма-вакуум”) от трубок в коронах Солнца [87, 95), звезд [77) и в магнитосферах планет [63] (граница ’’плазма-плазма”). Показано, что если условие консервативности (замкнутости) системы нарушается, то становится возможным развитие колебательных неустойчивостей (оуе^аЬШЬу). В приближении резкой границы ’’плазма-плазма”, когда газовое давление внутри трубки р{ гораздо больше, чем снаружи, член, стоящий под знаком поверхностного интеграла и описывающий вторую вариацию потенциальной энергии системы, формально соответствует хорошо известной из дрейфовой теории центробежной силе р,/Дв, где Яп — радиус кривизны магнитных силовых. Однако ее происхождение в рассматриваемом случае связано с нарушением баланса градиентов полных давлений, а не разделением зарядов в области границы, возникающим под действием центробежного и градиентного дрейфов. Поскольку в замагничениой бесстолкповительной плазме газовое давление поперек магнитного поля определяется токами намагничивания, то они будут ответственны за развитие баллонной неустойчивости. Это предполагает необходимость разделения понятий дрейфового и МГД принципов соответствия.
Из анализа собственных мод колебаний тонкой тороидальной петли в квазицилидрической системе координат следует, что решения линеаризованной системы уравнений идеальной МГД можно представить в виде суммы двух членов разных порядков малости [95]. Первый описывает колебания плазменного цилиндра, а второй — эффекты, обусловленные кривизной магнитных силовых линий. Используя данное обстоятельство,
18
а также редуцированное выражение для второй вариации потенциальной энергии установлено, что в корональных петлях баллонная неустойчивость наиболее эффективно раскачивается изгибными колебаниями. При этом неустойчивость может легко возбуждаться даже в тонких (R а)
корональных арках. На основе наблюдательных данных обсуждена возможность формирования шлемовидных структур и плазмоидов над вспышечными петлями в результате развития баллонной неустойчивости.
В разделе 1.4 рассмотрены условия закрепления оснований корональных арок в фотосфере, которые существенно влияют как на развитие МГД неустойчивостей, так и на возбуждение собственных мод колебаний петель. С помощью закона сохранения энергии показано [93], что жесткое закрепление оснований (rigid wall condition) выглядит болсс обоснованным, чем закрепление только в поперечном направлении (flow-through condition). Детально анализируются фазовые соотношения между продольными и поперечными смещениями в случае возбуждения собственных мод. Поскольку при колебаниях разность фаз между такими смещениями равна 7г/2 (узлу соответствует пучность и наоборот), то жесткое закрепление оснований петель (условие ”вмороженности”) казалось бы невозможно. Для разрешения этого противоречия исследовано соотношение между амплитудами колебаний. Выяснено, что при малых значениях параметра /3 как для изгибных, так и радиальных мод продольные смещения оказываются пренебрежимо малыми по сравнению с поперечными, что позволяет считать основания петель жестко закрепленными.
Глава 2 посвящена корональной сейсмологии Солнца и звезд. Особое внимание уделяется методам диагностики плазмы и магнитных полей во вспышечных петлях по наблюдениям пульсаций в различных диапазонах длин волн: радио, оптике, рентгене.
В разделе 2.1 изложена история возникновения корональной сейсмологии Солнца и звезд. Проводится обзор литературы. Подробно рассмотрены вопросы происхождения короткопериодических колебаний излучения, а также отождествления альвеиовских волн по радионаблюденям.
В разделе 2.2 рассмотрена модуляция тормозного и магнитормозного механизмов излучения МГД колебаниями в магнитных пятнах и
19
корональных арках. Показано [19], что при модуляции акустическими модами тормозного излучения однородного источника глубина модуляции М достаточно мала и существенно не зависит от оптической толщины. Однако в случае магнитотормозного механизма для оптически тонкого источника с ростом номера циклотронной гармоники значение М может возрасти в несколько раз. Это позволяет объяснить наблюдаемый интервал глубин модуляций микроволнового излучения, следующий из сравнения амплитуд пульсаций на спутнике TRACE и радиотелескопе VLA. Для оптически тонкого источника альвеновские возмущения могут приводить к достаточно сильным флуктуациям теплового магнитормозного излучения [19]. Поскольку эффективность модуляции для обыкновенных волн заметно выше, чем для необыкновенных, то колебания параметров Стокса I и V могут происходить как в фазе, так и в противофазе, что согласуется с наблюдениями. Как свидетельствует анализ модуляции оптического излучения, радиальные колебания петель более эффективно модулируют оптически тонкое тормозное излучение тепловой плазмы [77].
D разделе 2.3 проведен анализ модуляции нетеплового излучения МГД модами корональных арок [468]. Установлено, что волны альвеновского типа (изгибные и крутильные), наиболее эффективно модулируют интенсивность I гиросинхротронного излучения, если угол между направлением магнитного поля и лучом зрения в < 60°. В этом
случае глубина модуляции оптически тонкого источника М > 0.1, и с уменьшением в она быстро возрастает. При больших углах эффективнее модулируется степень круговой поляризации и соответственно параметр Стокса V. Полученные оценки предполагают, что высокочастотные (> 10 ГГц) микроволновые наблюдения могут быть использованы для исследований условий возбуждения и распространения альвеновских волн во вспышечных петлях [468].
В модели коронального пробкотрона исследовано влияние радиальных БМЗ колебаний корональных арок на нетепловое гиросинхротронное излучение захваченных электронов. Установлено, что в режиме умеренной питч-угловой диффузии концентрация ускоренных частиц со временем не меняется, если период БМЗ мод значительно больше характерного времени жизни захваченных в ловушке электронов. В этом случае осцилляции для оптически тонкого и оптически толстого источника происходят в
20
противофазе. Получено соотношение, позволяющее по глубине модуляции нетеплового гиросинхротронного излучения оценивать показатель спектра ускоренных электронов [48].
В разделе 2.4 показано, что затухание радиальных ВМЗ колебаний в плотных (> 10*1 см-3) вспышечных петлях определяется ионной
вязкостью и электронной теплопроводностью [48, 77], тогда как ММЗ колебаний — электронной теплопроводностью (79]. Приводятся выражения для декрементов затухания БМЗ и альвеновских мод в случае редких столкновений [50, 97]. Обсуждаются диссипативные процессы, обусловленные аномальной вязкостью и теплопроводностью, а также механизмы резонансного поглощения и фазового смешивания [94].
В разделе 2.5 исследовано влияние топологии магнитного поля на возбуждение, распространение и затухание изгибных колебаний корональиых петель [90]. Высказана гипотеза, что открытая конфигурация магнитного поля во внешней области может служить причиной отсутствия видимых квазипериодических смещений корональных петель из-за генерации ими волн, распространяющихся вдоль магнитных силовых линий, которые вызывают быстрый отток волновой энергии. Не исключена также важная роль данного механизма в наблюдаемой низкой добротности изгибных колебаний. Вместе с тем, если количество узлов стоячей волны велико, то акустическое затухание изгибных мод будет незначительным. Это означает, что мелкомасштабные волны способны обеспечить более эффективный нагрев плазмы корональных петель, выступающих в роли волноводов.
В разделе 2.6 дана интерпретация быстрого уменьшения амплитуды квазипериодических пульсаций метрового радиоизлучения со временем в радиовсплеске IV типа [46]. Показано, что ввиду малой плотности плазмы в источнике излучения (~ 108 см”3) для оценки ионной вязкости и электронной теплопроводности формулы Брагинского 111] не применимы. В свою очередь, поскольку кулоновские соударения также не способны обеспечить наблюдаемую низкую добротность колебаний, то их быстрое затухание связывается с акустическим механизмом. Принятая модель позволила оценить отношение концентраций плазмы внутри и снаружи петли (» 102), а также характерную высоту источника (> 5.6 X 10° см).
В разделе 2.7 для события 23 мая 1990 г. микроволновые осцилляции
21
излучения с Тр æ 1.5 с, происходившие на частотах 9 и 15 ГГц в противофазе, объяснены возбуждением радиальных БМЗ колебаний во вспышечной петле [10]. Наблюдаемое соотношение между пиками пульсаций в различных частотных каналах обусловлено модуляцией нетеплового гиросинхротронного излучения радиальными модами. Приведенные выражения позволяют оценивать показатель спектра ускоренных электронов, оптические толщины источников излучения, а также величину магнитного поля по наблюдаемым характеристикам пульсаций [48].
В 'разделе 2.8 проведен вейвлет-анализ микроволнового излучения события 15 апреля 2002 г., которое наблюдалось на радиогелиографе Нобеяма. Выявлены квази периодические пульсации с периодом около 25 с. Па основе изображений, полученных на спутниках RHESSI, TRACE и SOHO, сделан вывод о связи вспышечного эперговыделения с развитием баллонной неустойчивости, сопровождаемой раскачкой изгибных колебаний. Особенности формирования и выбросы крупномасштабных плазмоидов, обнаруженные на RHESSI в мягком рентгеновском диапазоне, объяснены отделением плазменного ’’языка” из-за пересоединения магнитных силовых линий в области вершины петли. Подчеркнуто, что наблюдаемое образование нескольких блобов могло быть следствием многократного развития неустойчивости. Поскольку их формирование происходило также на послеимпульсиой фазе вспышки и не сопровождалось какими-либо мощными всплесками, вопрос о роли плазмоидов в инициировании процесса вспышечного энерговыделения остается открытым.
В разделе 2.9 приведены аргументы, свидетельствующие о связи десятисекундных квазипериодических пульсаций оптического излучения, обнаруженных во время вспышки на активных красных карликах EV Lac и EQ Peg В, с возбуждением излучающих БМЗ колебаний в корональных петлях, которые вызывают модуляцию потока ускоренных частиц. Неизлучающие моды едва ли ответственны за наблюдаемые пульсации, так как для этого петли должны быть толстыми (L ~ а), что в контексте солнечно-звездной аналогии представляется маловероятным. Изгибные волны практически на сжимают плазму, а значит, они не способны эффективно модулировать поток ’’высыпающихся” в основаниях
22
ускоренных частиц, тогда как ММЗ моды предполагают нереально малые длины вспышечных петель. В диссертации разработан новый метод диагностики [77], позволяющий находить температуру плазмы Т, ее концентрацию п и магнитное поле В во вспышечных петлях по наблюдаемым периоду пульсаций, добротности и глубине модуляции. С его помощью для вспышки на EV Lac получены следующие физические параметры в области вспышечного эиерговыделеиия: Ты 3.7 х 107 К, 71 Ri 1.6 X ю11 см 3, В ы 320 Гс . Показано, что гипотеза Маллена и др. [349], в соответствии с которой горячая плазма корональпых петель может вносить существенный вклад в оптическое излучение звезд, сталкивается с трудностями. Попытка Матиодакиса и др. [326] связать наблюдаемые осцилляции с иеизлучающими радиальными модами также недостаточно обоснована, поскольку в этом случае из-за сдвига фаз между поперечными и продольными смещениями нарушается условие :’вмороженности” оснований арки. Для вепышечпой петли на EQ Peg В определены значения Т ы 6 х 107 К, п ы 2.7 х 1011 см"3 и Вы 540 Гс, которые отличаются от оценок, полученных Малленом и др. [350] с помощью размерностных соотношений.
В разделе 2.10, следуя Митрс-Краевой и др. [345] и используя результаты рентгеновских наблюдений на спутнике XMM-Newton, рассмотрены квазипериодические десяти минутные пульсации мягкого рентгеновского излучения на активном красном карлике AT Mic. Приведены дополнительные аргументы, указывающие на связь наблюдаемых пульсаций с ММЗ модами вепышечпой арки. Анализ возможных механизмов возбуждения этих мод показал, что они не могут быть вызваны увеличением газового давления внутри петли, как предполагалось Митрой-Краевой и др. [345], поскольку в этом случае глубина модуляции излучения должна быть слишком большой. Поэтому оценка напряженности магнитного поля петли в [345] занижена и не отражает сути рассматриваемого явления. Проникновение ММЗ волн из фотосферы в корону также выглядит проблематичным из-за сравнительно низкой температуры поверхности звезды AT Mic (Г* æ 0.55ТЭ) и ее малого радиуса (R* ы 0A7Rq). Это приводит к тому, что частота акустической отсечки даже с учетом возможного отклонения магнитных трубок от вертикального направления оказывается слишком
23
высокой, чтобы обеспечить эффективный перенос энергии низкочастотных фотосферных возмущений в верхние слои атмосферы бегущими волнами. За раскачку ММЗ мод скорее ответственен поток плазмы вдоль магнитного поля, обеспечивающий раскачку продольных смещений ’’поршневым” механизмом. Предложенная методика [79] позволила найти концентрацию плазмы в области вспышечного энерговыделения п & 3.2 х Ю10 см-3, которая согласуется с результатами спектральных рентгеновских наблюдений на орбитальной станции ХММ-Хс^оп. Как следует из условия малости параметра /3 < 1, магнитное поле арки В > 105 Гс. Получены свидетельства о неадекватности весьма распространенного одномерного моделирования процессов возбуждения ММЗ колебаний в петлях |79].
Глава 3 посвящена проблемам генерации плазменной турбулентности в корональных арках и связанных с нею явлений. Рассмотрено происхождение необычной зебра-структуры солнечных радиовсплесков IV типа и приведена интерпретация наблюдательных данных в сантиметровом диапазоне длин волн.
В разделе 3.1 обсуждены причины временных задержек между пиками микроволнового и жесткого рентгеновского излучений, а также явление медленного (V & 0.03с) распространения нетеплового источника микроволнового излучения в солнечной корональной арке, обнаруженное на радиогелиографе Нобеяма. Значительное внимание уделяется явлению двойного плазменного резонанса и возбуждению альвеиовской турбулентности ускоренными протонами в верхней хромосфере Солнца.
В разделе 3.2 на основе модели короналыюго пробкотрона показано, что если диффузия ускоренных электронов в конус потерь определяется кулоновскими столкновения, то в случае достаточно больших пробочных отношений (> 3) жесткое рентгеновского излучение должно доминировать в корональной части арки [91]. Это предполагает важную роль плазменной турбулентности в динамике захваченных корональной ловушкой электронов, поскольку такой вывод противоречит наблюдениям, свидетельствующих о локализации источника в основаниях петель.
В разделе 3.3 проводится сравнительный анализа конусных неустойчивостей свистов и электростатических волн на электронах
24
релятивистских энергий в короиальных арках активных областей Солнца и вспыхивающих звезд, когда отношение плазменной частоты к электронной гирочастоте не слишком велико (о;е/Пе < 3). Показано, что высокоэнергичные (> 1 МэВ) электроны возбуждают свисты эффективнее электростатических колебаний. При этом релятивистский инкремент по порядку величины в (с/у)2 больше нерелятивистского, что объясняется увеличением массы ускоренных частиц (75). Результаты свидетельствует о доминирующем влиянии свистов на диффузию релятивистских электронов в короиальных арках.
В разделе 3.4 рассмотрен противоположный случай, реализуемый в относительно плотных арках, при сое/Пе 1. Исследовано возбуждение верхнегибридных волн энергичными электронами с конусом потерь на двойном плазменном резонансе, когда лснгмюровская частота приблизительно равна гармонике электронной гирочастоты [304, 3051. В отличии от работы Железнякова и Злотиик [527] проанализированы условия двойного плазменного резонанса для частиц, функция распределения которых не имеет ярко выраженного максимума по импульсам как в случае распределения БОН. На основе аналитических и численных расчетов показано, что электронный пучок со степенным распределением и с конусом потерь приводит к формированию большого числа (> 30) зебра-полос в радиовсплесках IV типа. Конусная
неустойчивость для максвелловского распределения в согласии с выводами Вингли и Далка |506] оказывается гораздо менее выраженной. Поэтому предположение Чернова и др. [170) о том, что лишь распределения с резким максимумом по импульсам могут быть ответственны за эффективную раскачку верхнегибридных волн на двойном плазменном резонансе нельзя считать достаточно обоснованным.
В разделе 3.5 исследовано влияние альвеновской турбулентности па ударную поляризацию На-излучения солнечных вспышек, степень которой в среднем составляет несколько процентов. Поскольку для некоторых событий она оказывается < 0.07% [152|, возникает необходимость
поиска физических механизмов, ответственных за деполяризацию. В диссертации показано [78, 97, 448), что увеличение магнитного поля в хромосферной части вспышечной арки с глубиной не оказывает заметного влияние на процесс коллимации пучка протонов из-за
25
столкновений. Мелкомасштабные альвеновские волны, несмотря на высокую концентрацию нейтральных атомов в хромосфере, эффективно возбуждаются потоком низкоэнергичных (10 — 100 кэВ) протонов. Это приводит к изотропизации ускоренных частиц и, соответственно, к деполяризации Намизлучения. Уровень альвеновской турбулентности в хромосфере зависит от мощности потока ускоренных частиц, энергетического спектра и плотности фоновой плазмы. Результаты исследований свидетельствуют о возможности реализации как умеренной, так и сильной диффузии низкоэнергичных протонов на альвеновских волнах в верхней хромосфере Солнца [448], что может стать причиной повышенной линейной поляризации излучения в крыльях, а не в ядре линии На.
В разделе 3.6 на основе оригинальных наблюдений, проведенных на ГТ-22 НИР1 ”КрАО”, исследовано микроволновое излучение солнечной вспышки 14 июля 2000 г. (’’Бастилия”) на частотах 8.G, 13.3 и 15.4 ГГц [49]. Используя изображения источников, полученные па спутниках Yohkoh и SOIIO, показано, что смена знака круговой поляризации микроволнового излучения произошла вследствие смещения источника из западной части активной области в восточную с иной магнитной конфигурацией. Предположено, что обнаруженная временная задержка около 1 мин между пиками жесткого рентгеновского и микроволнового излучений вызвана реализацией режима сильной питч-угловой диффузии захваченных выеокоэнергичных электронов на свистах в конус потерь коронального пробкотрона [49].
В разделе 3.7 исследован всплеск IV типа с необычной зебра-структурой, наблюдавшийся на послевспышечной фазе события 21 апреля 2002 г. с помощью сисктрополяриметра станции Хуайроу Национальной астрономической обсерватории Китая в интервале 2.6 - 3.8 ГГц. Явление двойного плазменного резонанса позволило объяснить основные особенности динамического спектра зебра-структуры: большое число полос, монотонное уменьшение контрастности и интервала между ними на более низких частотах. Наблюдаемые короткие пульсации в зебра-структуре объяснены инжекцией пучков электронов в корональную арку из оснований вследствие слияния магнитных островов токового слоя, образующихся в результате тиринг-пеустойчивости. Сделан вывод о
26