Плазменные процессы в магнитных структурах атмосфер солнца и вспыхивающих звезд
На правах рукописи
ЦАП Юрий Теодорович ПЛАЗМЕННЫЕ ПРОЦЕССЫ В МАГНИТНЫХ СТРУКТУРАХ АТМОСФЕР СОЛНЦА И ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД Специальность 01.03.02 астрофизика и радиоастрономия
АВТОРЕФЕРАТ
диссертации на соискание ученой степени доктора физико–математических наук
Санкт–Петербург 2008
Работа выполнена в НИИ "Крымская астрофизическая обсерваториия"Министерства образования и науки Украины, Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук
Научный консультант: доктор физико–математических наук СТЕПАНОВ Александр Владимирович
Официальные оппоненты: доктор физико–математических наук ЧЕРЕМНЫХ Олег Константинович доктор физико–математических наук ФОМИЧЕВ Валерий Викторович доктор физико–математических наук ЯСНОВ Леонид Васильевич Физико-технический институт РАН им.
Ведущая организация:
А.Ф.Иоффе
Защита состоится 27 июня 2008 г. в 11 часов 30 минут на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора физико–математических наук при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук по адресу: 196140, Санкт–Петербург, Пулковское шоссе, 65/1.
С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.
Автореферат разослан " " 2008 г.
Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.- мат. наук Е.В. Милецкий
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
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, играющих ключевую роль во многих космических явлениях. Поэтому неудивительно, что методы физики плазмы находят самое широкое применение в астрономии на протяжении последних десятилетий.
Среди звезд различных спектральных классов особое место принадлежит Солнцу (G2V) и красным карликам. Солнце является ближайшей звездой и поэтому по праву его можно назвать розеттским камнем астрофизики, служащим по образному выражению Паркера "воротами к звездам". В свою очередь, около 75% звезд в окрестности Солнца относятся к красными карликами. Как следует из анализа порядка 8000 данных объектов, содержащихся в каталоге SDSS (Sloan Digital Sky Survey), более 50% звезд спектрального класса M4 –M9 обнаруживают высокий уровень магнитной активности [1 ].
К настоящему времени получено много указаний, свидетельствующих о единой природе энерговыделения на Солнце и активных красных карликах. В частности, считается, что вспышки возникают из–за развития магнитогидродинамических (МГД) и кинетических неустойчивостей в одной или нескольких корональных магнитных 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 таких магнитных структурах на Солнце и звездах.
Актуальность работы Несмотря на армаду космических лабораторий и крупных наземных телескопов, физическая природа многих солнечных и звездных явлений остается не выясненной. Среди нерешенных фундаментальных проблем наиболее актуальными являются проблемы вспышечного 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.
Заметный вклад в решение этих проблем может внести быстро развивающееся в последние годы 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 пионерской работ Дизона [2 ], обнаружившего пульсации солнечного протуберанца, а также Альвена [3 ], Бирмана [4 ] и Шварцшильда [5 ] независимо друг от друга выдвинувших гипотезу о волновом нагрев корональной плазмы Солнца. Однако лишь сравнительно недавно, в начале 90–х годов, благодаря совершенствованию космических технологий, улучшения чувствительности приемников излучения и пространственного разрешения телескопов, появилась возможность непосредственных наблюдений МГД пульсаций в магнитных структурах верхней атмосферы Солнца.
За последнее время, несмотря на заметный прогресс в наблюдательной корональной сейсмологии, мало уделялось внимания разработке методов диагностики плазмы и магнитных полей на основе короткопериодических осцилляций вспышечного излучения, значения периодов которых в солнечной короне составляют 1–10 с. В значительной мере это вызвано тем, что согласно широко цитируемой работе Робертса и др. [6 ] быстрые магнитозвуковые (БМЗ) моды типа перетяжек (радиальные моды) могут возбуждаться лишь в сравнительно толстых корональных петлях, когда их длина L сравнима с радиусом сечения a. Между тем, как показали Зайцев и Степанов [7 ], такой вывод нельзя считать обоснованным, поскольку излучающие радиальные БМЗ моды существуют и в тонких арках (L a), характерных для Солнца.
Актуальность изучения короткопериодических пульсаций излучения обусловлено и тем обстоятельством, что в настоящее время активно дискутируется вопрос о параметрах вспышечных 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. Однако такой подход требует не всегда обоснованных предположений, что зачатую приводит к противоречивым результатам. Поэтому необходимо привлечение иных, более рафинированных методов диагностики.
Помимо колебаний в магнитных структурах могут также возбуждаться различные МГД неустойчивости, с которыми связывают многие нестационарные явления в атмосферах Солнца и звезд. Однако в большинстве работ на эту тему при анализе устойчивости корональной петли ее представляют в виде прямого плазменного цилиндра. Вместе с тем учет кривизны и воздействия внешних сил может существенным образом сказаться на конечных результатах. В частности, привести к появлению нового класса баллонных неустойчивостей колебательных (overstability).
В настоящее время считается, что шлемовидные магнитные структуры играют важную роль в происхождении солнечных вспышек. При этом в ходе вспышечного энерговыделения над вершинами петель наблюдаются плотные и горячие выбросы плазмы (плазмоиды, блобы), которые для импульсных событий никак не связаны с эрупцией ниже расположенного магнитного жгута [8, 9 ]. На наш взгляд, формирование плазмоидов может происходить в результате отрыва 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 в короне различные плазменные волны, которые могут оказывать значительное влияние на распространение заряженных частиц в корональных арках (пробкотронах). Несмотря на это, часто считают, что диффузия электронов в конус потерь определяется кулоновскими столкновениями [10 ]. Это и не удивительно, так как вплоть до последнего времени убедительных наблюдений о доминирующей роли плазменных волн в динамике и эволюции энергичных электронов корональных арок не существовало. Сравнительно недавно при наблюдениях солнечной вспышки в микроволновом диапазоне (17 и 34 ГГц) на радиогелиогафе Нобеяма удалось разрешить движущийся вдоль корональной арки с аномально низкой скоростью нетепловой источник [11 ]. Поскольку излучение на этих частотах определяется электронами релятивистских энергий, то объяснение, предложенное Степановым и др. [11 ], состоит в том, что данное необычное явление обусловлено сильной питч–угловой диффузией высокоэнергичных электронов на свистах, замедляющей поток частиц [12 ]. Между тем детальный анализ инкрементов возбуждения волн с учетом релятивистских поправок в условиях корональных арок не проводилось.
С появлением динамических солнечных спектрографов сантиметрового диапазона диапазона обнаружилось богатство тонкой спектрально–временной структуры излучения вспышек. В частности, на станции Хуайроу (Китай) наблюдалось более 30 полос в зебра–структуре [13 ], которые не проявляются 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, в которых может содержаться значительная часть энергии солнечных и звездных вспышек. Не следует исключать, что альвеновская турбулентность определяет наблюдаемые особенности ударной поляризации в линии H. Важность подобных исследований трудно переоценить, поскольку прямые наблюдения излучения низкоэнергичных протонов оказываются весьма проблематичными из–за их малого вклада в жесткое излучение вспышек.
В настоящее время считается, что за нагрев корон Солнца и звезд, вероятнее всего, ответственны либо альвеновские волны, генерируемые в фотосфере конвективными движениями, либо нановспышечные и микровспышечные события, обусловленные многочисленными мелкомасштабными пересоединениями магнитных силовых линий [14 ].
Обе гипотезы встречаются с теми или иными трудностями. Так, согласно наблюдениям, проведенным в различных волновых диапазонах, частота элементарныx вспышечныx событий слишком мала [14 ], тогда как альвеновские волны подвержены сильному отражению в переходной области [15 ] между хромосферой и короной, 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.
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 нетепловой природы МГД колебаниями в магнитных структурах атмосфер Солнца и звезд.
5. Выяснить механизмы диссипации МГД волн в условиях корон Солнца и звезд.
6. Разработать новые методы корональной сейсмологии для диагностики плазмы и магнитных полей областей вспышечного энерговыделения Солнца и красных карликов.
7. Провести сравнительный анализ инкрементов неустойчивостей свистов и электростатических волн, возбуждаемых релятивистскими электронами в корональных арках.
8. Исследовать механизм возбуждения верхнегибридных 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 H –излучения на Солнце.
10. Проанализировать особенности распространения волн альвеновского типа в стратифицированных атмосферах Солнца и звезд с учетом тонкой структуры магнитного поля.
11. На основе микроволновых наблюдений Солнца обнаружить альвеновские волны и элементарные вспышечные события и выяснить их роль в нагреве атмосфер Солнца и звезд.
Основные положения, выносимые на защиту 1. Результаты аналитических и численных расчетов декремента акустического затухания МГД волн в магнитных структурах атмосфер Солнца и звезд.
2. Решение проблемы определения периода излучающих радиальных мод тонких корональных петель.
3. Наблюдаемые характеристики пульсаций излучения Солнца и красных карликов в различных волновых диапазонах основа эфективных методолв диагностики плазмы и магнитных полей областей вспышечного энерговыделения.
4. Решение проблемы возбуждения баллонной неустойчивости в тонких корональных петлях с учетом их кривизны.
5. На распространение релятивистских электронов в корональных арках доминирующее влияние оказывает турбулентность свистов.
6. Результаты расчета конусной неустойчивости верхнегибридных волн на двойном плазменном резонансе, возбуждаемых нерелятивистскими электронами со степенным распределением по энергиям.
7. Решение задачи о возбуждении альвеновской турбулентности в верхней хромосфере Солнца потоком низкоэнергичных протонов.
8. Анализ распространения волн альвеновского типа в атмосферах Солнца и звезд с учетом тонкой структуры магнитного поля.
9. Эффективное проникновение короткопериодических альвеновских мод с периодами 10–40 с в корону Солнца.
10. Вывод о важной роли элементарных вспышечных событий в нагреве активных областей, расположенных в переходной области и верхней хромосфере Солнца.
Научная новизна 1. Предложены новые аналитические и численные методы расчета декремента акустического затухания МГД осцилляций корональных арок.
2. Доказано, что период излучающих радиальных колебаний корональных петель определяется радиусами их сечения, а не 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 вол.
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 происходит 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. Доказано, что большое количество полос ( 30) в динамических спектрах зебра–структуры обусловлено возбуждением верхнегибридных волн на двойном плазменном резонансе ускоренными электронами с конусом потерь и степенным распределением по энергиям.
8. Установлена возможность изотропизации потока низкоэнергичных протонов в области H –излучения солнечных вспышек из– за резонансного взаимодействия частиц с мелкомасштабными альвеновскими волнами.
9. Получены свидетельства о доминирующем вкладе альвеновских волн с периодами 10–40 с в нагрев солнечной корональной плазмы.
10. На основе оригинальных микроволновых наблюдений установлена важная роль элементарных вспышечных событий в нагреве верхней хромосферы и переходной области в активных областях 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.
Предсказываемые наблюдательные характеристики реальных объектов и феноменов могут служить основой для диагностики параметров вспышечной плазмы. Разработанные модели процессов энерговыделения 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 наблюдательных экспериментов для выявления у реальных солнечных и звездных явлений 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 КрАО, ГАО РАН, обсерватории Киевского национального университета, обсерватории 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 (Moscow, 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).
• Международная конференция "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля 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, СПбГУ, 2002).
• The 10th European Solar Physics Meeting "Solar Variability: From Core to Outer Frontiers", September 9–14 (Prague, Czech Republic, 2002).
• Вторая Украинская конференция по 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", 7 - 11 June (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).
• Конференция "Физика небесных тел", 11–18 сентября (Крым, НИИ КрАО, 2004).
• Четвертая украинская конференции по перспективным космическим исследованиям, 12–19 сентября (Крым, Кацивели, 2004).
• Восьмой съезда Астрономического общества и Международного симпозиума "Астрономия 2005: состояние и перспективы развития", 1–6 июня (Москва, ГАИШ, 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, 2006).
• The XXVIth General Assembly IAU, 14–25 August (Prague, Czech Republic, 2006).
• Конференция "Физика Солнца", 11–16 сентября (Крым, НИИ КрАО, 2006).
• Четвертая астрономические конференции "Избранные вопросы астрономии и астофизики", посвященная памяти Богдана Бабия, 18–21 октября (Львов, ЛНУ, 2006).
• Конференция "Солнце активное и переменное", 2–8 сентября (Крым, НИИ КрАО, 2007).
• The 7–th Annual International Conference "Relativistic Astrophysics, Grav itation and Cosmology", 23–25 May (Киев, АO 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 ee геофизических проявлений", 2–7 июля (Санкт–Петербург, ГАО РАН, 2007).
• 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 Крымской астрофизической обсерватории МОНУ и Главной (Пулковской) обсерватории РАН. Исследования проводились в рамках научных тем "Миллиметровое излучение Солнца", "Исследование крупномасштабных структур в атмосфере Солнца и сейсмология короны", "Мониторинг солнечной активности для диагностики космической погоди". 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 06–02-16859, 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 47 статей, из них 33 в рецензируемых журналах, в том числе: 16 в российских журналах, рекомендованных ВАК для публикации основных результатов ("Астрономический журнал", "Письма в Астрономический журнал", "Известия РАН. Серия физическая"), 9 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 ГАО РАН, САО РАН, ИСЗФ CO РАН, ФГНУ НИРФИ, обсерватории Нобеяма (Япония).
Автор принимал активное участие в разработке теоретических моделей и в наблюдениях на РТ–22 НИИ КрАО. В работах, посвященных аналитическому анализу декремента затухания колебаний корональных 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.
Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения трех приложений и списка литературы, включающего 530 наименований библиографических источников. Работа содержит 280 страниц и 62 рисунка.
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 корональных арках Солнца и звезд. Основное внимание уделяется механизму акустического затухания колебаний магнитных трубок, условиям развития баллонной неустойчивости в корональных арках и проблеме "вмороженности"их оснований в фотосферу.
В разделе 1.1 проведен критический обзор работ по данной тематике.
Показано, что без обстоятельного анализа дисперсионного уравнения колебаний магнитной трубки делать заключения о зависимости периода БМЗ колебаний только от ее длины некорректно, поскольку продольная фазовая скорость собственных мод может зависеть от волнового числа произвольным образом. Обсуждены методы расчета акустического затухания колебаний магнитных трубок. Показана важность учета кривизны корональных 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. Приводятся аргументы, свидетельствующие о необходимости пересмотра существующих подходов, привлекаемых для определения условий закрепления оснований корональных петель.
В разделе 1.2 приводится вывод обобщенного дисперсионного уравнения МГД колебаний тонких магнитных трубок. Анализируются дисперсионные особенности собственных мод колебаний, а именно, быстрых (БМЗ), медленных магнитозвуковых (ММЗ) и альвеновскиx волн [3,7,10,32,33,45].
Показано, что в магнитных трубках могут возбуждаться не только неизлучающие, но и излучающие собственные моды колебаний, генерирующие бегущие МГД волны в окружающей плазме [45]. Данный вывод следует из асимптотического поведения функций Ханкеля на больших расстояниях от оси трубки, которые принимают вид цилиндрических бегущих волн.
Возможность существования подобных мод была предсказана Зайцевым и Степановым [7 ], а также Спруитом [16 ]. Предложен новый метод расчета декремента акустического затухания на основе законов сохранения энергии, который для изгибных колебаний приводит к результату, согласующемуся с выражением для декремента из решения дисперсионного уравнения.
Вместе с тем для радиальных БМЗ колебаний выражения для декремнтов акустического затухания, полученные разными методами, совпадают лишь с точностью до коэффициента. С целью выяснения такого несоответствия дисперсионное уравнение решается численно [45]. Делается вывод, что формулы Зайцева–Степанова [7 ] для периода и декремента затухания БМЗ волн согласуются с численными расчетами. Проведенный численный анализ также свидетельствует, что когда плазменный параметр 1 и продольные волновые числа k kc, где kc волновое число, отделяющее излучающие (k kc ) моды от неизлучающих (k kc ), период радиальных колебаний петель при ka 1 равен 2a Tp, j v A + c s где j нули функции Бесселя первого рода нулевого порядка. Поэтому в отличие от утверждения авторов работы [17 ] период Tp определяется радиусом сечения петли a, а не ее длиной L, и декремент затухания i.
2 e Следовательно, при i e, что характерно для вспышечных петель на Солнце, радиальные колебания могут быть высокодобротными. Полученные соотношения могут быть использованы для проведения диагностики плазмы и магнитных полей корональных арок Солнца и звезд [10,27,29,31,32].
В разделе 1.3 изучены механизмы возникновения баллонной моды желобковой неустойчивости в корональных арках [24,30,36]. Показано, что если учесть разделение электрических зарядов в замагниченной плазме из–за градиентного и центробежного дрейфов заряженных частиц в 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 [18 ]. 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 [1,6], звезд [27,31] и в магнитосферах планет [12,13] (граница плазма–плазма). Показано, что если условие консервативности (замкнутости) системы нарушается, то становится возможным развитие колебательных неустойчивостей (overstability). В приближении резкой границы плазма– плазма со смежной поверхностью площади S дестабилизирующий член, описывающий вторую вариацию потенциальной энергии, сводится к выражению p gn s2 dS.
WS = + n R S где p = pi pe и = i e разность газовых давлений и плотности плазмы внутри (i) и снаружи (e) системы, R радиус кривизны магнитных силовых линий, gn и sn нормальные составляющие поля ускорения свободного падения и смещения. Как следует из уравнения, если pi pe и i e, что характерно для корональных петель, то первый член, стоящий под знаком поверхностного интеграла, формально соответствует хорошо известной из дрейфовой теории центробежной силе pi /R. 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 замагниченной бесстолкновительной плазме газовое давление поперек магнитного поля определяется токами намагничивания, то они и 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 идеальной МГД можно представить в виде суммы двух членов разных порядков малости [36]. Первый описывает колебания плазменного цилиндра, а второй эффекты, обусловленные кривизной магнитных силовых линий. Используя данное обстоятельство, а также редуцированное выражение для второй вариации потенциальной энергии установлено, что в корональных петлях баллонная неустойчивость наиболее эффективно раскачивается изгибными колебаниями. При этом критерий возникновения неустойчивости сводится к виду [36] a 2, R т.е. неустойчивость может легко возбуждаться даже в тонких (R a) корональных арках. Показано, что она может быть ответственной за формирование шлемовидных структур и плазмоидов над вспышечными петлями.
В разделе 1.4 изучены условия закрепления оснований корональных петель в фотосфере, которые существенно влияют как на развитие неустойчивостей, так и на возбуждение собственных мод корональных петель. Исходя из закона сохранения энергии показано [35], что жесткое закрепление оснований (rigid wall condition) петель выглядит более обоснованным, чем закрепление только в поперечном направлении (ow–through condition). Детально анализируются фазовые соотношения между продольными и поперечными смещениями в случае возбуждения МГД собственных мод. Поскольку при колебаниях разность фаз между такими смещениями равна /2 (узлу соответствует пучность и наоборот), то жесткое закрепление оснований петель (условие "вмороженноси") казалось бы невозможно. Для разрешения этого противоречия исследовано соотношение между амплитудами колебаний.
Выяснено, что при малых значениях параметра как для изгибных, так и радиальных мод продольные смещения оказываются пренебрежимо малы 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 альвеновских волн по радионаблюденям.
В разделе 2.2 рассмотрена модуляция тормозного и магнитормозного механизмов излучения МГД колебаниями в магнитных пятнах и корональных арках. Показано [28], что при модуляции акустическими модами тормозного излучения однородного источника глубина модуляции M достаточно мала и существенно не зависит от оптической толщины. Однако в случае магнитотормозного механизма для оптически тонкого источника с ростом номера циклотронной гармоники l значение M 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. Установлено [28], что для оптически тонкого источника альвеновские возмущения могут приводить к достаточно сильным флуктуациям теплового магнитормозного излучения. 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 корональных петель более эффективно модулируют оптически тонкое тормозное излучение тепловой плазмы [32].
В разделе 2.3 проведен анализ модуляции нетеплового излучения МГД колебаниями корональных петель [42]. Установлено, что волны альвеновского типа, включающие изгибные и крутильные моды, наиболее эффективно модулируют интенсивность I гиросинхротронного излучения, если угол 60. В этом между направлением магнитного поля и лучом зрения случае глубина модуляции оптически тонкого источника M1 0.1, и с уменьшением она быстро возрастает. При бльших углах модуляция о степени круговой поляризации и соответственно параметра Стокса V происходит более эффективно, но ее глубина Mc 0.2. Полученные оценки предполагают, что высокочастотные микроволновые ( 10 ГГц) поляризационные наблюдения могут быть использованы для исследований условий возбуждения и распространения альвеновских волн во вспышечных петлях [44].
В модели коронального пробкотрона исследовано влияние радиальных МГД 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 колебаний значительно больше характерного времени жизни захваченных в ловушке электронов. В этом случае осцилляции для оптически тонкого и оптически толстого источника происходят в противофазе. Получено соотношение, позволяющее по глубине модуляции нетеплового гиросинхротронного излучения оценивать показатель спектра ускоренных электронов [10].
В разделе 2.4 показано, что затухание радиальных БМЗ колебаний 1011 см3 ) вспышечных петлях определяется ионной в плотных ( вязкостью и электронной теплопроводностью [10,32], тогда как ММЗ колебаний электронной теплопроводностью [33]. Приводятся выражения для декрементов затухания БМЗ и альвеновских мод в случае редких столкновений [45,47]. Обсуждаются диссипация волн вследствие аномальной вязкости и теполопроводности, а также механизмы резонансного поглощения и фазового смешивания [37].
В разделе 2.5 исследовано влияние топологии магнитного поля на возбуждение, распространение и затухание изгибных колебаний корональный петель [9]. Высказана гипотеза, что открытая конфигурация магнитного поля в короне может служить причиной отсутствие видимых квазипериодических смещений в некоторых корональных петлях из–за быстрого оттока волновой энергии во внешнюю область вследствие генерации волн, распространяющихся вдоль магнитных силовых линий. Не исключена также важная роль данного механизма в наблюдаемой низкой добротности изгибных колебаний. Вместе с тем, если количество узлов стоячей волны велико, акустическое затухание изгибных колебаний будет незначительным. Это означает, что мелкомасштабные изгибные волны способны обеспечить более эффективный нагрев 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. Показано, что ввиду малой плотности плазмы в источнике излучения ( 108 см3 ) для оценки ионной вязкости и электронной теплопроводности формулы Брагинского [19 ] неприменимы. В свою очередь, кулоновские соударения также не способны обеспечить низкую добротность колебаний. Поэтому наблюдаемое быстрое затухание колебаний связывается с акустическим механизмом затухания [45]. Принятая модель позволила оценить отношение концентраций плазмы внутри и снаружи петли (i /e 102 ), а также характерную высоту источника H 5.6 109 см.
В разделе 2.7 секундные колебания микроволнового излучения события мая 1990 г., которые на частотах 9 и 15 ГГц происходили в противофазе, объяснены возбуждением радиальных БМЗ колебаний во вспышечной петле [10]. Наблюдаемое соотношение между пиками пульсаций обусловлено зависимостью фазовых характеристик от оптической толщины источника.
Приведенные выражения позволяют по глубине модуляции нетеплового гиросинхротронного излучения оценивать показатель спектра ускоренных электронов, оптические толщины источников излучения, а также величину магнитного поля [10].
В разделе 2.8 проведен вейвлет–анализ микроволнового излучения события 15 апреля 2002 г., наблюдавшегося на радиогелиографе Нобеяма. Выявлены квазипериодические колебания с периодом около 25 с. На основе изображений, полученных на спутниках RHESSI, TRACE и SOHO, сделан вывод о связи вспышечного энерговыделения с развитием баллонной неустойчивости, сопровождаемой раскачкой изгибных колебаний. Особенности формирования и выбросы крупномасшатбных плазмоидов, обнаруженные на RHESSI в мягком рентгеновском диапазоне, объяснены отделением плазменого "языка"в результате пересоединения магнитных силовых линий в области вершины петли. Подчеркнуто, что наблюдаемое образование нескольких блобов может быть следствием многократного развития неустойчивости.
Поскольку их образование происходило и на послеимпульсной фазе вспышки, а значит, не сопровождалось какими–либо мощными всплесками, то вопрос о роли плазмоидов в инициировании процесса вспышечного энерговыделения остается открытым.
В разделе 2.9 приведены аргументы, свидетельствующие о том, что десятисекундные квазипериодические пульсации оптического излучения, обнаруженные во время вспышки на активных красных карликах EV Lac и EQ Peg B, обусловлены возбуждением излучающих БМЗ колебаний в корональных петлях, которые вызывают модуляцию потока ускоренных частиц. Показано, что неизлучающие моды не могут быть ответственны за наблюдаемые пульсации, поскольку для этого петли должны быть толстыми (L a), что в контексте солнечно–звездной аналогии представляется маловероятным. Изгибные волны практически на сжимают плазму, а значит, они не способны эффективно модулировать поток "высыпающихся"ускоренных частиц, а ММЗ моды предполагают нереально малые длины вспышечных петель. В диссертации разработан новый метод диагностики [32], позволяющий находить температуру плазмы T, ее концентрацию n и магнитное поле B во вспышечных петлях по наблюдаемым периоду пульсаций Tp, добротности Q и глубине модуляции M, воспользовавшись соотношениями 8 A M T 2.4 10, Tp Q sin 3 5/ 12 A M n 1.97 10, Tp 3/ 1/2 5/2 1/ A M 5/4 sin 18 Q B 9.06 10, Tp 5/ где A = 2a/0, = 20/3M + 2, = 486M cos2 + 1, = arctg(0 L/a). На их основе для вспышки на EV Lac были получены следующие физические параметры в области вспышечного энерговыделения: T = 3.7 107 К, n = 1.6 1011 см3. Показано, что гипотеза Маллена и др. [20 ], в соответствии с которой оптическое излучение звезд определяется горячей плазмой корональной части петли, сталкивается с трудностями. Установлено, что попытка Матиодакиса и др. [21 ] связать наблюдаемые осцилляции с неизлучающими радиальными модами недостаточно обоснована, поскольку в этом случае из–за сдвига фаз между поперечными и продольными смещениями нарушается условие вмороженности оснований вспышечной петли. Как и для EV Lac определяются параметры вспышечной петли на EQ Peg B: T 6 107 К, n 2.7 1011 см3, B 540 Гс, которые существенно отличаются от значений, полученных Малленом и др. [22 ] с помощью размерностных соотношений.
В разделе 2.10, исходя из результатов рентгеновских наблюдений на спутнике XMM Newton, полученных Митра–Краевой и др. [23 ], проведен анализ квазипериодических пульсаций мягкого рентгеновского излучения на активном красном карлике AT Mic. Приведены дополнительные аргументы, указывающие на связь наблюдаемых пульсаций с ММЗ модами вспышечной арки. Анализ возможных механизмов возбуждения ММЗ мод в корональной арке, показал, что они не могут быть вызваны увеличением газового давления внутри петли, как предполагалось Митра–Краевой и др. [23 ], поскольку в этом случае глубина модуляции излучения должна быть большой, что противоречит наблюдениям. Поэтому оценка напряженности [23 ] не отражает сути рассматриваемого магнитного поля петли в явления и является заниженной. Проникновение ММЗ волн из фотосферы в корону также выглядит проблематичным вследствие сравнительно низкой температуры поверхности звезды AT Mic (T 0.55T ) и ее малого радиуса (R 0.47R ). На AT Mic частота акустической отсечки даже с учетом возможного отклонения магнитных трубок от вертикального направления оказывается слишком высокой, чтобы обеспечить эффективный перенос энергии низкочастотных фотосферных возмущений в верхние слои атмосферы бегущими волнами. Показано, что за раскачку ММЗ мод, вероятнее всего, ответственен поток плазмы, направленный вдоль магнитного поля, который обеспечивает раскачку продольных смещений "поршневым"механизмом. Предложенная методика [33] позволила найти концентрацию плазмы в области вспышечного энерговыделения (n = 3. 1010 см3 ), которая согласуется с результатами спектральных рентгеновских наблюдениий на орбитальной станции XMM–Newton. Как следует из условия 1, магнитное поле петли B 105 Гс. Получены свидетельства о неадекватности весьма распространенного одномерного моделирования процессов возбуждения ММЗ колебаний в петлях [33].
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 распространения нетеплового источника микроволнового излучения в солнечной корональной арке, обнаруженное на радиогелиографе Нобеяма. Значительное внимание уделяется явлению двойного плазменного резонанса и возбуждению альвеновской турбулентности ускоренными протонами в верхней хромосфере Солнца.
В разделе 3.2 на основе модели коронального 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 [11]. Поскольку такой вывод противоречит наблюдениям, свидетельствующих о локализации источника в основаниях петель, то это предполагает важную роль плазменной турбулентности в динамике захваченных корональной ловушкой электронов.
В разделе 3.3 проводится сравнительный анализа конусных неустойчивостей свистов и ленгмюровских волн в корональных арках Солнца и звезд на электронах релятививистских энергий, когда отношение плазменной частоты к электронной гирочастоте не слишком велико (e /e 3). Это соотношение может выполняться в корональных петлях активных областей Солнца и красных карликов. Показано, что в этом случае свисты возбуждаются эффективнее электростатических мод. При этом релятивистский инкремент в ( c/v)2 больше нерелятивистского, что объясняется увеличением массы ускоренных частиц [22]. Это свидетельствует о доминирующем влиянии свистов на диффузию релятивистских электронов в корональных арках.
В разделе 3.4 рассмотрен противоположный случай, реализуемый в плотных арках при e /e 1. Исследовано возбуждение верхнегибридных волн энергичными электронами с конусом потерь на двойном плазменном резонансе, когда плазменная частота e le и номер гармоники l 1 [43,46]. В отличии от работы Железнякова и Злотник [24 ] проанализированы условия двойного плазменного резонанса для частиц, функция распределения которых не имеет ярко выраженного максимума по энергиям, как в случае распределения DGH. С помощью аналитических и численных расчетов показано, что электронный пучок со степенным распределением по импульсу p и с конусом потерь, которое имеет вид 0, p pm ;
f (p) p, p pm ;
pm приводит к формированию большого количества ( 30) зебра–полос в радиовсплесках IV типа. Для масквелловского распределения c конусом потерь двойной плазменный резонанс оказывается гораздо менее выраженным, что согласуется с выводами Вингли и Далка [25 ]. Поэтому утверждение Чернова и др. [13 ] 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. Предложенная модель позволила объяснить основные спектральные особенности зебра–структуры, в частности, большое число полос, монотонное уменьшение контрастности и интервала между полосами на более низких частотах в динамических спектрах солнечных вспышек.
В разделе 3.5 исследовано влияние альвеновской турбулентности на ударную поляризацию H –излучения солнечных вспышек, степень которой в среднем составляет несколько процентов. Поскольку для некоторых событий она оказывается 0.07% [26 ], то это предполагает необходимость поиска физических механизмов, ответственных за деполяризацию излучения.
В диссертации показано [38,39,47], что увеличение магнитного поля в хромосферной части вспышечной арки с глубиной не оказывает заметного влияние на процесс коллимации пучка протонов из–за столкновений.
Мелкомасштабные альвеновские волны, несмотря на высокую концентрацию нейтральных атомов в хромосфере, эффективно возбуждаются потоком низкоэнергичных (10 100 кэВ) протонов, обуславливая их изотропизацию и соответственно деполяризацию наблюдаемого H –излучения. Степень линейной поляризации H –излучения зависит от параметров, определяющих уровень альвеновской турбулентности в хромосфере: мощности потока протонов, энергетического спектра, плотности фоновой плазмы. Результаты исследований свидетельствуют о возможности реализации как умеренной, так и сильной диффузии низкоэнергичных протонов на альвеновских волнах в верхней хромосфере Солнца [47]. Это позволяет объяснить иногда наблюдаемую повышенную поляризацию излучения в крыльях, а не в ядре линии H.
В разделе 3.6 на основе оригинальных наблюдений, проведенных на РТ– 22 НИИ КрАО, исследовано микроволновое излучение солнечной вспышки 14 июля 2000 г ("Бастилия") на частотах 8.6, 13.3 и 15.4 ГГц. Используя изображения источников, полученные на спутниках Yohkoh и SOHO, показано, что смена знака круговой поляризации микроволнового излучения произошла вследствие смещения источника из западной части активной области в восточную с иной магнитной конфигурацией. Предложено, что обнаруженная временная задержка (около 1 мин) между пиками жесткого рентгеновского и микроволнового излучений могла быть вызвана реализацией режима сильной питч–угловой диффузии захваченных высокоэнергичных электронов на свистах в конус потерь коронального пробкотрона [15].
В разделе 3.7 исследован всплеск IV типа с необычной зебра–структурой, который наблюдался на послевспышечной фазе события 21 апреля 2002 г с помощью спектрополяриметра Национальных астрономических обсерваторий Китая (станция Хуайроу) в интервале 2.6–3.8 ГГц. Явление двойного плазменного резонанса позволило объяснить основные особенности динамического спектра, в частности, более 30 полос. Предложено, что наблюдаемые короткие пульсации в зебра–структуре вызваны инжекцией пучков электронов в корональную арку из оснований вследствие слияния магнитных островов токового слоя, формирующихся в результате тиринг– неустойчивости. Сделан вывод о том, что в рассматриваемом событии характерные масштабы изменения магнитного поля и плотности корональной плазмы сравнимы между собой. Получены оценки концентрации электронов (n0 1011 см3 ) и магнитного поля B 38 Гс в источнике излучения.
Глава 4 посвящена путям решения фундаментальной проблемы астрофизики нагреву корон звезд. В настоящее время обсуждаются, главным образом, три механизма нагрева: электрическими токами корональных петель, альвеновскими волнами, а также микро– и нановспышками. В диссертации основное внимание уделено последним двум механизмам нагрева.
В разделе 4.1 проведен критический анализ работ, посвященных нагреву корональной плазмы альвеновскими волнами и элементарными вспышечными событиями. Особое внимание уделено проблеме роста амплитуд альвеновских волн с высотой по мере их распространении из фотосферы в корону, а также их отражению в закрытых и открытых магнитных конфигурациях стратифицированной атмосферы. Обсуждена возможность привлечения микроволновых наблюдений активных областей для выявления источников нагрева плазмы.
В разделе 4.2 исследованы основные особенности распространения альвеновских волн в атмосферах звезд. Согласно современным наблюдениям с высоким пространственным разрешением тонкостуктурные магнитные элементы Солнца с величиной поля более 1000 Гс могут располагаться как на границе, так и внутри ячеек супергрануляции. Поскольку значение параметра с высотой быстро уменьшается и соответственно радиус сечения изолированных магнитных трубок увеличивается, то атмосферу Солнца можно условно разделить на две части. В первой доминируют изолированные тонкие трубки (область фотосфера–хромосфера), а во второй, вследствие их слияния квазиоднородное магнитное поле (хромосфера– корона). Границу между этими двумя слоями иногда называют магнитным балдахином (magnetic canopy). Оценки показывают, что усредненный поток энергии альвеновских волн на уровне фотосферы 6 106 эрг cм2 с1.
Следовательно, хотя данные моды способны компенсировать энергетические потери корональной плазмы спокойного Солнца ((1 20) 104 эрг cм2 с1 ), тем не менее, для активных областей (2 (105 106 ) эрг cм2 с1 ) этого вклада может оказаться не достаточно. Поэтому необходимы детальные исследования условий проникновения альвеновских волн из фотосферы в корону.
Анализ особенностей распространения альвеновских мод в стратифицированной атмосфере свидетельствует о необоснованности представлений, в соответствии с которыми, в неоднородной атмосфере волны подвержены непрерывному отражению. Такой подход приводит к парадоксальному выводу о том, что волны должны испытывать полное отражение в короне. Между тем аналитические расчеты коэффициента отражения R альвеновских волн от переходной области в приближении резкой границы, когда длина волны 4H, где H характерная шкала высот, приводят к следующему выражению [40] kvAh c R 1 2 = 1 2, h где c и h соответственно плотность плазмы в короне и хромосфере, = 2H/vA. Полученное значение коэффициента R существенно превышает найденное Холлвегом [27 ]. В диссертации показано, что только высокочастотные альвеновские волны с периодами менее несколько десятков секунд способны эффективно проникать из фотосферы в корону Солнца, поскольку волновой поток в этом случае уменьшается в результате отражения менее чем в 3 раза. При этом из–за сильного поглощения волн с Tp 10 c в частично–ионизованной хромосферной плазме [28 ] лишь коротко периодические волны с Tp = 10 40 c могут эффективно проникать из фотосферы в корону, обеспечивая ее нагрев и формирование солнечного ветра. Генерация альвеновских мод в фотосфере может происходить в результате как "столкновений"магнитной трубки с окружающими ее гранулами, так и под действием конвективных движений вещества.
Исследовано влияние внешнего магнитного поля на поперечные моды колебаний тонких магнитных трубок в изотермической атмосфере. Показано, что в неизолированных трубках происходит замедление роста амплитуд волн с высотой, а частота отсечки Спруита для поперечных волн при Be Bi стремится к нулю. Делается вывод о том, что крутильные моды эффективнее поперечных переносят энергию конвективных движений из фотосферы в корону, поскольку амплитуды скорости v в области тонких магнитных трубок от высоты не зависят, тогда как над магнитным балдахином v увеличивается с высотой медленней, чем альвеновская скорость vA.
В разделе 4.3 рассмотрено распространение ускоренных в короне Солнца электронов вглубь атмосферы [34,37]. Такой анализ необходим для выяснения роли элементарных вспышечных событий в тепловом балансе активной области. Получена зависимость эффективности нагрева от глубины проникновения электронов. Показано, что частицы с показателем энергетического спектра 4 теряют основную часть своей энергии при прохождении расстояния, соответствующему полной остановке электронов с минимальной начальной энергией. Приводится аналитическое выражение, которое позволяет оценить полный поток ускоренных электронов, обусловленный элементарными вспышечными событиями.
В разделе 4.4 исследованы механизмы, ответственные за формирование горячих прослоек плазмы в радиоисточниках, связанных с пятном.
Это приводит к наблюдаемой инверсии знака круговой поляризации микроволнового излучения. С ростом температуры прослойки происходит значительное возрастание потоков микроволнового излучения в диапазоне 2–4 см, что характерно для протонных событий. Установлена возможность двукратной инверсии знака поляризации по частоте для горячих прослоек, что согласуется с наблюдениями. В соответствии с полученными оценками, низкоэнергичные электроны гало активной области, "высыпающиеся"из короны в переходную область Солнца, не способны обеспечить требуемые температуры прослоек, поэтому за инверсию температуры, вероятнее всего, ответственны локальные процессы энерговыделения [34].
В разделе 4.5 на основе оригинальных наблюдательных данных, полученных на РТ–22 НИИ КрАО в микроволновом диапазоне, установлено, что значительными амплитудами в динамических спектрах мощности пульсаций с периодом Tp 10 мин обладают колебания с Tp = 40 с, имеющие вид низкодобротных цугов [28]. Секундные колебания (Tp 10 с) не выявлены ни в одной из реализаций. Предполагается, что наблюдаемые пульсации из–за сильной диссипации короткопериодических акустических волн могут быть связаны с распространением альвеновских волн, генерируемых конвективными движениями в фотосфере.
В разделе 4.6, исходя из радионаблюдений, полученных на радиотелескопах РТ–22, РАТАН–600 и ССРТ исследована эволюция и структура АО NOAA 0139 [37]. Как следует из проведенного анализа c привлечением оптических и ультрафиолетовых данных, сильную депрессию микроволнового излучения, обнаруженную на коротких длинах волн, можно объяснить уменьшением числа и мощности элементарных вспышечных событий. Это привело, в свою очередь, к уменьшению нагрева плазмы в переходной области и верхней хромосфере потоками ускоренных электронов, которая и проявилась в виде наблюдаемой депрессии.
В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.
1. Аналитические и численные расчеты показали, что для корональных арок Солнца и звезд радиальные БМЗ моды являются излучающими, а их период определяется радиусом сечения петель, а не длиной.
2. Изгибные колебания тонких корональных петель могут приводить к развитию баллонной МГД неустойчивости и формированию шлемовидных магнитных структур и плазмоидов в солнечных вспышках.
3. Жесткое закрепление оснований корональных петель накладывает ограничения на возбуждение собственных БМЗ колебаний из–за сдвига фаз продольных и поперечных смещений.
4. Волны альвеновского типа эффективно модулируют гиросинхротронное излучение корональных петель, которое может служить индикатором возбуждения и распространения этих мод во вспышечных петлях.
5. Детально разработаны диагностические методы корональной сейсмологии, позволяющие определять основные параметры корональных петель Солнца и вспыхивающих звезд по характеристикам пульсаций вспышечного излучения.
6. Анизотропные релятивистские электроны генерируют свисты эффективнее электростатических мод в корональных арках Солнца и звезд, если отношение плазменной частоты к электронной циклотронной e /e 3.
7. Конусная неустойчивость энергичных электронов со степенным распределением по импульсам на двойном плазменном резонансе при e /e 1 ответственна за формирование многополосной зебра– структуры в микроволновых солнечных всплесках.
8. Мелкомасштабная альвеновская турбулентность может эффективно возбуждаться низкоэнергичными протонами (10 100 кэВ) в верхней хромосфере Солнца, вызывая их изотропизацию и, следовательно, деполяризацию H –излучения.
9. Альвеновские волны с Tp = 1040 с в атмосферах Солнца и звезд вносят существенный вклад в нагрев корональной плазмы, если их генерация на уровне фотосферы происходит в интенсивных (килогауссовых) магнитных трубках.
10. Крутильные волны магнитных трубок эффективнее поперечных переносят механическую энергию конвективных движений фотосфер в короны звезд.
11. Элементарные вспышечные события могут вносить существенный вклад в нагрев активных областей Солнца, расположенных в нижней короне и переходной области.
Основные публикации по теме диссертации 1. Tsap Y.T. On the Prominence Formation // Proc. of The 9th European Meeting on Solar Physics "Magnetic Fields and Solar Processes"/ Ed. A.
Wilson, ESA Publications Division, 1999. ESA SP–448. P.525–527.
2. Степанов А.В., Цап Ю.Т. Спектры энергичных электронов и жесткое рентгеновское излучение солнечных вспышек // Астрон. журн. 1999.
Т.76, вып.12. C.949–960.
3. Kopylova Y.G., Tsap Y.T. On the acoustic damping of fast kink mode oscillations of active region coronal loops. Сборник тезисов докладов конференции "Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналоги". ГАО РАН, СПб, 2000. С.254–256.
4. Tsap Y.T. On the cascading acceleration of the quasi–thermal electrons by MHD turbulence in solar ares // Solar Phys. 2000. V.194, N 1. P.131–136.
5. Цап Ю.Т. Механизмы ускорения электронов в солнечных вспышках // Изв. Крымской астрофиз. обс. 2000. Т.96. С.165–175.
6. Цап Ю.Т., Шаховская А.Н. Граничные условия и формирование полостей в окрестности протуберанцев // Кинематика и физика небесных тел. 2000. Т.16, N 4. C.303–315.
7. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Об акустическом затухании изгибных колебаний солнечных корональных петель // Изв. Главной астроном. обс.
2000. N 215. C.301–310.
8. Степанов А.В., Цап Ю.Т. Взаимодействие волна–частица в корональных магнитных петлях: стационарные условия // Изв. Главной астроном. обс.
2000. N 215. C.101–122.
9. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Механизм акустического затухания быстрых изгибных колебаний корональных петель // Пиcьма в Астрон. журн.
2001. Т.27, N 11. С.859–866.
10. Копылова Ю.Г., Степанов А.В., Цап Ю.Т. Радиальные колебания корональных петель и микроволновое излучение солнечных вспышек // Письма в Астрон. журн. 2002. Т.28, N 11. С.870–879.
11. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г., Нестеров Н.С. Миллиметровое и рентгеновское излучение солнечной вспышки 31 октября 1991 г. // Кинематика и физика небесных тел. 2002. Т.18, N 1. С.3–17.
12. Прокофьева В.В., Таращук В.П., Цап Ю.Т. Свечение натрия кометы Шумейкер-Леви 9 в магнитосфере Юпитера // Письма в Астрон. журн.
2002. Т.28, N 2. С.150–159.
13. Прокофьева В.В., Таращук В.П., Цап Ю.Т. Взаимодействие вещества кометы Шумейкер–Леви 9 с магнитосферой Юпитера и образование натриевых облаков // Кинематика и физика небесных тел. 2001. Т.17, N 6. С.538–548.
14. Stepanov A.V., Tsap Y.T. Electron–whistler interaction in coronal loops and radiation signatures // Solar Phys. 2002. V.211, N 1. P. 135–154.
15. Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Цветков Л.И. Событие 14 июля 2000 г.:
микроволновое излучение. Изв. Крымской астрофиз. обс. 2002. Т.98, N 1.
C.84–90.
16. Kopylova Y.G., Stepanov O.V., Tsap Y. T. Coronal seismology and pulsations of microwave emission from solar ares // Journal of Physical Studies. 2002.
V.6, N 3. P.421–424.
17. Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б., Копылова Ю.Г., Наговицын Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф. Вариации микроволнового и дециметрового излучения в активных областях солнечной атмосферы // Материалы международной конференции "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля Солнца", ГАО РАН, СПб, 2002. C.127–132.
18. Кальтман Т.И., Коржавин А.Н., Цап Ю.Т. Инверсия знака поляризации пятенных радиоисточников в рамках модели с отрицательным температурным градиентом // Сборник докладов конференции стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003, т.2. C.323–327.
19. Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г., Наговицин Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И. Нагрев солнечной короны и вариации микроволнового излучения // Космическая наука и технология. 2003.
Т.9, N 2. C.243–246.
20. Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т. Микроволновое излучение солнечной вспышки "Бастилия"// Космическая наука и технология. 2003. Т.9, N 2.
C.248–253.
21. Будзиновская И.А., Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г., Наговицин Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф. МГД возмущения и модуляция микроволнового излучения солнечных активных областей // Сборник докладов конференции стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003, т.2. C.281–284.
22. Степанов А.В., Цап Ю.Т. Сравнительный анализ конусных неустойчивостей в коронах Солнца и звезд // Космическая наука и технология. 2003. Т.9, N 5/6. С.144–146.
23. Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г., Наговицин Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф., Будзиновская И.А. О природе пульсаций микроволнового излучения солнечных активных областей // Космическая наука и технология. 2003. Т.9, N 5/6. С.136–139.
24. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Правило соответствия и желобковая неустойчивость в условиях космической плазмы // Материалы международного семинара "Физика Солнца и звезд", КГУ, Элиста, 2003.
С.123–130.
25. Копылова Ю.Г., Мельников В.Ф., Степанов А.В., Цап Ю.Т., Шибасаки К., Гольдварг Т.Б. Модуляция гиросинхротронного излучения в событии 28.08.09 // Сборник докладов конференции стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003, т.2. С.288–291.
26. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Шибасаки К., Мельников В.Ф., Гольдварг Т.Б. Пульсации микроволнового излучения и диагностика вспышечной плазмы // Материалы международного семинара "Физика Солнца и звезд", КГУ, Элиста, 2003. С.103–108.
27. Kouprianova E.G., Tsap Y.T., Kopylova Y.G., Stepanov A.V. On the na ture of optical oscillations on the are stars // Proc. of IAU Symp. "Multi–Wavelength Investigations of Solar Activity"/ Eds. A.V. Stepanov, E.E. Benevolenskaya, A.G. Kosovichev, Cambridge University Press, 2004.
P.391–392.
28. Гельфрейх Г.Б., Цап Ю.Т., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г. Наговицын Ю.А., Цветков Л.И. О вариациях микроволнового излучения активных областей солнечной атмосферы // Письма в Астрон. журн. 2004. Т.30, N 7. С.540–547.
29. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Шибасаки К., Мельников В.Ф., Гольдварг Т.Б. Пульсации микроволнового излучения и диагностика вспышечной плазмы // Письма в Астрон. журн. 2004.
Т.30, N 7. С.530–539.
30. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Поверхностная неустойчивость желобковых возмущений в условиях космической плазмы // Кинематика и физика небесных тел. 2004. Т.20, N 3. С.210–218.
31. Копылова Ю.Г., Куприянова Е.Г., Степанов А.В., Цап Ю.Т. Природа осцилляций излучения вспыхивающих звезд и диагностика корональных арок // Изв. Главной астроном. обс. 2004. N 217. С.85–94.
32. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Куприянова Е.Г. Осцилляции оптического излучения вспыхивающих звезд и диагностика корональных петель // Письма в Астрон. журн. 2005. Т.31, N 9. C.684–692.
33. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т. Колебания мягкого рентгеновского излучения AT Mic: диагностика вспышечной плазмы // Письма в Астрон. журн. 2006. Т.32, N 8. С.631–636.
34. Кальтман Т.И., Коржавин А.Н., Цап Ю.Т. О смене знака поляризации микроволнового излучения в пятенных радиоисточниках на Солнце // Астрон. журн. 2005. Т.82, N 9. С.838–846.
35. Цап Ю.Т. О закреплении оснований корональных петель // Кинематика и физика небесных тел. 2006. Т.22, N 1. C.40–48.
36. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г., Степанов А.В. Баллонная неустойчивость и колебания корональних петель // Астрон. журн. 2006. Т.50, N 12. С.1026– 1035.
37. Цап Ю.Т. Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф., Петерова Н.Г, Борисевич Т.П., Агалаков Б.В. "Нагрев солнечной короны и микроволновое излучение активной области NOAA 0139". Кинематика и физика небесных тел. 2006.
Т.22, N 5. С.346–362.
38. Степанов А.В., Цап Ю.Т. О природе изотропизации энергичных протонов в атмосфере Солнца // Известия РАН. Серия физ. 2006. Т.70, N 10.
C.1466–1468.
39. Stepanov A.V., Tsap Yu.T. Small scale Alfven waves and isotropization of energetic protons // Proc. of IAU Symp.233 "Solar Activity and its Magnetic Origin"in Cairo / Eds. V. Bothmer, A.A. Hady, Cambridge University Press, 2006, v.2. P.157–160.
40. Tsap Yu.T. On the penetration of Alfven waves from the chromosphere in to the corona // Proc. of IAU Symp.233 "Solar Activity and its Magnetic Origin"in Cairo / Eds. V. Bothmer, A.A. Hady, Cambridge University Press, 2006, v.2. P.253–254.
41. Копылова Ю.Г., Степанов А.В., Цап Ю.Т. О модуляции гиросинхотронного излучения корональных петель альвенвскими колебаниями. Изв. Главной астроном. обс. 2006. Т.218. С.275–281.
42. Tsap Yu.T., Stepanov A.V., Kopylova Y.G. Flare energy release and modu lation of microwave emission by Alfven waves // Journal of Physical Studies.
2007. V.11, N 3. P.339–342.
43. Kuznetsov A.A., Tsap Yu.T. Double plasma resonance and ne structure of solar radio bursts // Adv. Space Res. 2007 V. 39, N 9. P.1432–1438.
44. Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Степанов А.В. О распространении альвеновских мод тонких магнитных трубок // Труды XI Пулковской Международной конференции "Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических явлений", ГАО РАН СПб, 2007. C.207–210.
45. Копылова Ю.Г., Мельников А.В., Степанов А.В., Цап Ю.Т., Гольдварг Т.Б. Колебания корональных петель и секундные пульсации солнечного радиоизлучения // Письма в Астрон. журн. 2007. Т.33, N 10. C.792–800.
46. Kuznetsov A.A., Tsap Yu.T. Loss–cone instability and formation of zebra patterns in the IV type radio bursts // Solar Phys. 2007. V.241, N 1. P.127– 143.
47. Цап Ю.Т., Степанов A.В. Поляризация H –излучения и изотропизация протонов в солнечных вспышках // Письма в Астрон. журн. 2008. Т.34, N 1. C.58–65.
Цитируемая литература 1. West A.A., Hawley S.L., Walkowicz L.M. et al. Astron. J. 2004. V.128, N 1.
P.426–436.
2. Dyson F. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1930. V.91. P.239–241.
3. Alfven H. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1947. V.107 P.211–219.
4. Biermann L. Zeitschrift fr Astrophysik. 1947. V.25. P.161–177.
u 5. Schwarzschild M. Astrophys. J. 1948. V.107, N 1. P.1.–5.
6. Roberts B., Edwin P.M., Benz A.O. Astrophys. J. 1984. V.279, N 2. P.857–865.
7. Зайцев В.В., Степанов А.В. Исслед. по геомагн., аэрон. и физ. Солнца.
1975. Вып.37. С.3–10.
8. Shibata K., Masuda S., Shimojo M. et al. Astrophys. J. 1995. V.451, N 2.
P.L83–L85.
9. Sui L., Holman G.D., White S.M., Zhang J. Astrophys. J. 2005. V.633, N 2. P.1175–1186.
10. Aschwanden M.J. Astrophys. J. 1998. V.502, N 1. P.455–467.
11. Stepanov A.V., Yokoyama T., Shibasaki K., Melnikov V.F. Astron. Astrophys.
2007. V.465, N 2. P.613–619.
12. Беспалов П.А., Трахтенгерц В.Ю. Альфвеновские мазеры. Горький:
ИПФАН, 1986. 173 с.
13. Chernov G.P., Yan Y.H., Fu Q.J., Tan Ch.M. Astron. Astrophys. 2005. V.437, N 3. P.1047–1054.
14. Klimchuk J.A. Solar Phys. 2006. V.234, N 1. P.41–77.
15. Cranmer S R., van Ballegooijen, A.A. Astrophys. J. Sup. Ser. 2005. V.156, N 2. P.265–293.
16. Spruit H.C. Solar Phys. 1982. V.75, N 1/2. P.3–17.
17. Pascoe D.J., Nakariakov V.M., Arber T.D. Astron. Astrophys. 2007. V.461, N 3. P.1149–1154.
18. Миямото К. Основы физики плазмы и управляемого синтеза. М.:
ФИЗМАТЛИТ, 2007. 424 с.
19. Брагинский C.И. Вопросы теории плазмы. 1963. V.1. C.183–272.
20. Mullan D.J., Herr R.B., Bhattacharyya S.T. Astrophys. J. 1992. V.391, N 1.
P.265–275.
21. Mathioudakis M., Bloomeld D.S., Jess D.B. et al. Astron. Astrophys. 2006.
V.456, N 1. P.323–327.
22. Mullan D.J., Mathioudakis M., Bloomeld D.S., Christian D.J. Astrophys. J.
Suppl. Ser. 2006. V.164, N 1. P.173–201.
23. Mitra–Kraev U., Harra L.K., Williams D.R., Kraev E. Astron. Astrophys.
2005. V.436, N 3. P.1041–1047.
24. Zhelezniakov V.V., Zlotnik E.Ya. Solar Phys. 1975. V.43, N 2. P.431–451.
25. Winglee R.M., Dulk G.A. Astrophys. J. 1986. V.307, N 2. P.808–819.
26. Bianda M., Benz A.O., Steno J.O. et al. Astron. Astrophys. 2005. V.434, N 3. P.1183–1189.
27. Hollweg J.V. Astrophys. J. 1984. V.277, N 1. P.392–403.
28. Leake J.E., Arber T.D., Khodachenko M.L. Astron. Astrophys. 2005. V.442, N 3. P.1091–1098.