Процессы энерговыделения в солнечных вспышках малой мощности

Солнечные вспышки — явление быстрого превращения энергии электрических токов плазмы в энергию мощных гидродинамических движений, потоков тепла, излучения и ускорения частиц — порождают сложную цепочку процессов, воздействующих на магнитосферу, ионосферу и нейтральную атмосферу Земли, оказывают существенное влияние на радиационную обстановку в ближнем космосе.

Наблюдения в широком диапазоне длин волн свидетельствуют о том, что вспышки на Солнце возникают вследствие крупномасштабного пересо-единения корональных магнитных полей. В области контакта магнитных потоков противоположной направленности образуются токовые слои. Во время их разрыва и следующего за ним магнитного пересо- единения избыточная энергия переходит в кинетическую энергию ускоренных частиц и тепловую энергию плазмы [Priest, 1992; Rust, Gauzzi, 1992; Somov, 1992; Roumeliotis, Moore, 1993; Masuda et al., 1994; Raman et al., 1994]. Энергичные частицы, распространяясь вдоль силовых линий магнитного поля в хромосферу, в основаниях генерируют оптическое и жесткое рентгеновское излучение. Разогретая до высоких температур хромосферная плазма испаряется, заполняет магнитные петли и становится видимой в ультрафиолетовом и мягком рентгеновском излучении. Установлена зависимость между потоками жесткого и мягкого рентгеновского излучения вспышки: производная по времени потока мягкого рентгеновского излучения пропорциональна потоку жесткого рентгеновского излучения (эффект Нойперта) [Neupert, 1968]. Относительно оптического излучения вспышек, особенно на начальной фазе развития, еще нельзя сделать однозначные выводы — слишком сложна физическая картина [Somov, 1992; Fletcher et al., 2011]. Попытки найти связь между оптическими параметрами вспышек результатов не дали [Смит, Смит, 1966]. Не обнаружена зависимость между продолжительностью вспышек, площадью, интенсивностью и шириной линии Нα. Корреляция между максимальной шириной линии Нα и баллом вспышки оказывается довольно слабой. Отсутствует связь между временем подъема яркости вспышек к максимуму и временем спада (по нашим оценкам, коэффициент корреляции не превышает 0.4).

В работах [Боровик, Жданов, 2017б, 2018а, б] , выполненных по большому объему данных, нами были получены распределения солнечных вспышек по времени подъема яркости к максимуму, времени спада и продолжительности в соответствии с международной классификацией хромосферных вспышек. Согласно оптической классификации, вспышки подразделяются по площади на пять классов: S, 1, 2, 3, 4. В каждом классе площади вспышки делятся на три класса яркости: F (слабые вспышки), N (умеренные) и B (яркие). Сочетание этих двух параметров составляет оптический балл вспышки.

В настоящей работе проводится анализ полученных в работах [Боровик, Жданов, 2017б, 2018а, б] результатов, приводится ряд важных, на наш взгляд, заключений о динамике и энергетике вспышечных процессов.

РЕЗУЛЬТАТЫ

1.    Корреляционные связи между оптическими параметрами вспышек

Статистические исследования выполнены по данным международного вспышечного патруля за 1972–2010 гг. []. Отдельно исследования выполнялись по данным обсерваторий HOLL (Holloman Solar Observatory, Нью-Мексико, США), LEAR (Learmonth Solar Observatory, Австралия) и RAMY (Ramey Solar Observatory, Пуэрто-Рико), использующих для наблюдений идентичные автоматизированные вакуумные 25-см рефракторы, оснащенные перестраиваемыми монохроматическими фильтрами, центрированными на линию Нα (пространственное разрешение телескопа ~0.3 угл. сек). Во время наблюдений автоматически определяются интенсивность вспышки, время роста и спада излучения, рассчитывается и корректируется за перспективное сокращение площадь хромосферы, охваченная эмиссией. Вспышка яркостью 160-260 % относительно яркости спокойного участка хромосферы, считается слабой (F), 260-360 % — умеренной (N), свыше 360 % — яркой (B).

В результате проведенного нами анализа было установлено, что для малых солнечных вспышек класса S (площадь менее 194 м.д.д.) существует высокая корреляционная зависимость между общей продолжительностью вспышки и временем подъема яркости излучения к максимуму. Коэффициент корреляции r ≈ 0.7 (табл. 1). Для крупных вспышек классов 2–4, площадь которых превышает 504 м.д.д., r ≈ 0.5.

Таблица 1

Коэффициенты корреляции: подъем — продолжительность

	Все вспышки		HOLL, LEAR, RAMY
	N	r	N	r
SF	59 555	0.69	34 083	0.69
SN	20 202	0.64	6194	0.63
SB	4226	0.63	2127	0.62
1F	2453	0.66	1049	0.63
1N	3423	0.65	1144	0.65
1B	1775	0.59	835	0.61
(2–4)F	168	0.31	71	0.58
(2–4)N	467	0.66	162	0.47
(2–4)B	653	0.55	371	0.53
S	83 983	0.67	42 404	0.67
1	7651	0.63	3028	0.63
2–4	1288	0.56	604	0.52

Аналогичный вывод следовал из анализа вспышек отдельных типов (табл. 2), из которых самый высокий коэффициент корреляции (0.7–0.8) показывают вспышки Н-типа, сопровождающиеся высокоскоростным выбросом волокна.

Таблица 2

Коэффициенты корреляции между подъемом и продолжительностью вспышек отдельных типов

Тип вспышки	Класс S		Класс 1		Класс 2–4
V	2762	0.61	271	0.65	50	0.46
K	1029	0.51	309	0.56	97	0.61
H	2357	0.78	434	0.74	128	0.79
U	569	0.59	432	0.65	232	0.59
G	484	0.63	68	0.79	6	0.43
D	3291	0.69	218	0.70	31	0.48
E	6859	0.68	1501	0.66	233	0.48

Пояснения к таблице: N — число вспышек; r — коэффициент корреляции;

V — значительный рост площади вспышки в течение 1 мин, часто сопровождаемый большим увеличением интенсивности (вспышка взрывного типа);

K — несколько максимумов интенсивности;

H — вспышка, сопровождаемая высокоскоростным темным волокном;

U —две ярких ленты, параллельные или сходящиеся (двухленточная вспышка);

G — отсутствие поблизости видимых пятен (внепя-тенная вспышка);

D — вспышка с одним центром повышенной яркости;

E —два и более ярких центра.

Установленная зависимость послужила поводом для более детального анализа по большому числу событий относительного времени подъема яркости Т _отн — параметра, представляющего собой отношение времени подъема яркости до максимума к общей продолжительности вспышки.

2.    Относительные времена подъема яркости солнечных вспышек

Сообщения станций об одной и той же вспышке обычно отличаются, и в каталогах вспышки объединяются в группы под одним номером [Solar-Geophys.

Data, 1983] . Чтобы оценить дисперсию Т _отн, в групповых сообщениях станций для классов площади и баллов вспышек определены средние среднеквадратичные отклонения Т _отн (о). Согласно полученным результатам, с ростом класса площади и балла о постепенно уменьшается от 0.12 до 0.08 (табл. 3).

Таблица 3

Изменение о для Т о _тн в зависимости от класса площади и балла вспышек. N _гр — число проанализированных групп

	N гр	σ
SF	6417	0.12
SN	2600	0.11
SB	599	0.09
1F	155	0.09
1N	466	0.10
1B	375	0.08
(2–4)F	12	0.08
(2–4)N	65	0.08
(2–4)B	157	0.09
S	13 386	0.12
1	1646	0.09
2–4	353	0.09

Статистический анализ Т отн выполнен для 73416 вспышек. Получены распределения Т _отн для вспышек отдельных классов площади и баллов. Статистические параметры распределений приведены в табл. 4, в которой указаны количество вспышек N , средняя относительная продолжительность подъема Т _отн с доверительным интервалом α, медианы распределений Ме , интервалы Т отн для 90 % вспышек Δ T отн .

Для малых вспышек Т _отн ~ 0.28, Ме ~ 0.25. Для 90 % малых вспышек ∆ T отн не превышает 0.54. Для сравнения: по данным [Смит, Смит, 1966] средняя относительная продолжительность подъема яркости малых вспышек составляет 0.36, вспышек класса площади 1 — 0.28, крупных вспышек — 0.24.

Изменения параметров показывают, что отношение времени подъема к общей продолжительности вспышек с ростом класса площади, балла и яркости постепенно уменьшается (рис. 1, табл. 4).

По обработанным нами данным обсерваторий HOLL, LEAR и RAMY средние относительные времена подъема яркости малых вспышек отличаются незначительно (рис. 2, а ). У вспышек более высоких классов площади они расходятся в пределах интервала рассеяния о.

Более значительные расхождения наблюдаются для баллов вспышек (рис. 2, б ), что может быть связано с недостаточно высоким статистическим весом данных, особенно для крупных вспышек. Тем не менее, достаточно хорошо прослеживается тенденция относительного подъема яркости вспышек с увеличением балла.

Все полученные распределения Т _отн имеют положительную асимметрию и протяженный спад и так же, как временные параметры вспышек [Боровик, Жданов, 2017б, 2018а, б] , показывают существенное взаимное перекрытие распределений (рис. 3, а , б ). Это означает, что высокий процент вспышек с ростом класса площади не следует общей тенденции.

Таблица 4

Статистические параметры распределений Т _отн для баллов, классов площади и яркости солнечных вспышек

	N	Т ± α отн	Ме	Δ T отн (90 %)
SF	46 277	0.29±0.002	0.25	0.54
SN	16 258	0.27±0.003	0.23	0.50
SB	3440	0.24±0.006	0.20	0.47
1F	1859	0.27±0.007	0.23	0.50
1N	2794	0.24±0.006	0.20	0.46
1B	1531	0.21±0.008	0.17	0.43
(2–4)F	156	0.28±0.027	0.25	0.50
(2–4)N	444	0.24±0.015	0.20	0.48
(2–4)B	657	0.19±0.011	0.14	0.39
S	65 974	0.28±0.001	0.25	0.52
1	6184	0.24±0.004	0.20	0.46
2–4	1257	0.22±0.009	0.17	0.44
F	48 292	0.29±0.002	0.25	0.54
N	19 496	0.26±0.002	0.22	0.50
B	5628	0.23±0.004	0.18	0.45

Класс

Рис. 1. Изменение статистических параметров распределений Т _отн с ростом класса площади вспышек по данным вспышечного патруля и данным обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY

Рис. 2. Изменение Т _отн с ростом класса площади ( а ) и балла вспышек ( б ) по данным обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY и по всем станциям. Интервалы рассеяния а указаны вертикальными отрезками

Рис. 3. Распределение относительной продолжительности подъема вспышек классов площади S, 1 и 2–4 ( a ) (сплошная линия — вспышки класса площади S; штриховая — вспышки класса 1; пунктирная — вспышки класса 2– 4). В увеличенном масштабе показаны хвосты распределений (ось справа); б — графики накопленных частот. В таблице приведены интервалы Т _отн для 50 и 90 % процентов вспышек

Обращает также на себя внимание присутствие на распределениях малых вспышек ряда максимумов (рис. 4, 5) с наиболее значимыми 0.2, 0.25, 0.33 и 0.5. С ростом класса площади и балла вспышек максимумы слабеют, сглаживаются и фактически полностью исчезают у крупных вспышек.

Как дополнительное свидетельство в пользу возможной дискретизации Т _отн малых вспышек на рис. 6 приведены распределения Т отн для вспышек 7 типов.

Четкие максимумы Т отн присутствуют на распределениях D- и G-вспышек. На распределениях вспышек V-, H- и E-типов максимумы постепенно сокращаются и исчезают для U- и К-вспышек.

Самые короткие средние относительные времена подъема имеют малые вспышки взрывного типа и двухленточные вспышки. Среднее относительное время подъема для вспышек D- и G-типов выше, чем для вспышек других типов (табл. 5, рис. 7).

Следует сказать, что ни распределения по времени подъема яркости вспышек к максимуму, ни распределения по продолжительности не имеют дискретного характера [Боровик, Жданов, 2018а, б] . По-видимому, максимумы не имеют отношения и к дискретности времени наблюдений — рассеяние временных параметров вспышек в пределах максимумов довольно значительное. Тем не менее, полученный результат требует дальнейшего тщательного исследования. Мы не исключаем того, что дискретность Т отн малых вспышек может быть реальным явлением.

Рис. 4. Распределение относительного времени подъема солнечных вспышек классов площади S, 1, 2–4 по данным обсерваторий HOLL, LEAR и RAMY в пределах 65° от центрального меридиана

Рис. 5. Распределение относительного времени подъема солнечных вспышек класса S в пределах 10° от центрального меридиана

Таблица 5

Статистические параметры распределений Т отн для отдельных типов вспышек

Тип	Класс S				Класс 1				Класс 2–4
	N	Т ± α отн	Ме	Δ Т отн (90 %)	N	Т ± α отн	Ме	Δ Т отн (90 %)	N	Т ± α отн	Ме	Δ Т отн (90 %)
V	2444	0.23±0.006	0.20	0.40	260	0.18±0.015	0.15	0.35	50	0.16±0.041	0.10	0.36
U	528	0.24±0.015	0.20	0.50	425	0.20±0.014	0.17	0.40	225	0.18±0.016	0.14	0.34
K	982	0.26±0.013	0.19	0.61	304	0.27±0.022	0.22	0.56	97	0.26±0.036	0.22	0.52
E	6482	0.28±0.004	0.25	0.50	1478	0.24±0.008	0.20	0.48	228	0.23±0.021	0.18	0.49
H	2111	0.28±0.007	0.25	0.50	420	0.24±0.014	0.21	0.45	126	0.22±0.029	0.16	0.48
G	461	0.29±0.014	0.26	0.50	68	0.25±0.028	0.23	0.38	6	0.24±0.070	0.25	0.33
D	3066	0.29±0.006	0.26	0.50	212	0.28±0.022	0.23	0.50	30	0.22±0.061	0.15	0.36

Рис. 6. Распределения относительных времен подъема для малых вспышек семи типов в пределах 65° от центрального меридиана

Рис. 7. Средняя относительная продолжительность подъема яркости вспышек отдельных типов в зависимости от класса площади. Гистограммы построены в порядке возрастания Т отн

3.    Структурные особенности малых солнечных вспышек

По современным модельным представлениям малые солнечные вспышки относят к структурам типа простой петли. В мягком рентгене она имеет небольшие объемы, низкие высоты и большие плотности энергии. Энергия петельной вспышки выделяется обычно в импульсной фазе. Наиболее типичен один всплеск жесткого рентгеновского излучения, продолжающийся около минуты [Прист, 1985] .

По наблюдениям, в линии Нα на диске малые вспышки представляют собой небольшие яркие узлы, которые не всегда соединяются между собой и не всегда образуют ленты. На лимбе малые вспышки возникают в виде ярких точек, которые затем быстро формируют единый источник излучения, обычно конической или цилиндрической формы. Со временем они могут расширяться, пульсировать, формировать выбросы и петли [Северный, Шапошникова, 1961; Смит, Смит, 1966; Огирь, 1970; Švestka, 1976] .

В работе [Боровик, 1994] было установлено, что малые вспышки имеют дискретную структуру и состоят из трех основных элементов: вспышечный узел, очаг, петля. Вспышечный узел имеет вытянутую эллипсовидную форму, характерный размер вспышечных узлов 1.5×3 угл. сек и, площадь ~1.2 м.д.д. Часто они образуют плотное скопление — очаги. На начальной фазе развития очаг выглядит как крупный яркий узел, от которого расходятся петли. На стадии затухания он обычно разрешается на отдельные узлы, соединенные петлями, являющимися связующим звеном вспышечных узлов. Часто одно из оснований петли выглядит более ярким, чем другое. Из одиночных вспышечных узлов выходят слабые петли, замыкающиеся на узлы усиленной хромосферной сетки. Характерные размеры петель 10 и 30 тыс. километров. Возникают и развиваются малые вспышки, как правило, по границам конвективных ячеек типа мезогранул и супергранул, часто образуя кольцеобразные структуры [Боровик, 1990].

На лимбе малая вспышка выглядит как один или два близко расположенных конуса, расстояние между которыми составляет от 7 до 37 тыс. километров. По мере развития вспышки между конусами могут образовываться петли. При внимательном изучении внутри вспышечного конуса можно обнаружить одну или две узкие вытянутые яркие детали — структуры типа струи. Если конус содержит две струи, они обычно сближаются в вершине конуса и со временем вытягиваются вверх. Нередко лимбовые малые вспышки имеют довольно сложную структуру, состоящую из системы узлов и петель.

По-видимому, вследствие особенностей развития и структуры малых вспышек их распределение по площади показывает, в отличие от крупных вспышек, хорошо выраженный максимум 21 м.д.д. (рис. 8, табл. 6).

При более детальном исследовании с использованием данных обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY, разрешающая способность телескопов которых в несколько раз превышает размеры тонкой структуры малых вспышек, было обнаружено, что распределения включают как минимум два максимума: 15 и 21 м.д.д. (рис. 9). По нашим оценкам, они могут иметь отношение к вспышкам, развивающимся по границам мезогранул.

Таблица 6

Статистические параметры распределений вспышек по площади

	N	S ± α	Mo	Me	ΔS (90 %)
SF	49 305	49.8±0.3	21	38	1–101
SN	15 927	84.5±0.7	31	76	5–154
SB	3456	100.9±1.6	64	96	10–174
1F	1296	271.7±3.8	–	249	200–383
1N	2340	285.4±2.9	–	266	200–403
1B	1586	305.4±4.0	–	287	200–436
(2–4)F	65	750.2±91.2	–	620	500–1045
(2–4)N	281	421.3±32.1	–	627	500–1047
(2–4)B	504	812.1±33.7	–	675	500–1211
S	68 688	60.4±0.3	21	46	1–126
1	5222	28.1±2.1	–	266	200–410
2–4	850	777.3±23.8	–	654	500–1110

Рис. 8. Распределение солнечных вспышек по площади с учетом перспективного сокращения в пределах 65° от центрального меридиана

4.    Энергетика солнечных вспышек

Одним из фундаментальных вопросов физики солнечных вспышек является механизм накопления и высвобождения энергии. Согласно статистике [Боровик, Жданов, 2017а], на Солнце происходит более 90 % малых вспышек с энергией ≈1029 эрг и примерно 1.5 % крупных вспышек, энергия самых мощных из которых составляет ≈3·1032 эрг. Большая часть энергии излучения вспышек заключена в ультрафиолетовой области и бальмеровских линиях спектра [Woods et al., 2006]. В работах [Курочка, Стасюк, 1981; Курочка, Россада, 1981а, б] было показано, что полная энергия вспышек во всех линиях и континуумах водородных серий тесным образом связана с излучением в линии Нα. С учетом изменения во времени площади и интенсивности вспышек авторами было получено выражение для суммарной средней энергии, излучаемой оптическими вспышками разной мощности (табл. 7, столбец II).

E = 4.7·10–22 α(i) S(i) T(i) I2(i), где E — энергия вспышки, эрг; i — балл вспышки; I(i) — центральная интенсивность Нα, эрг/(см3·с·ср); S(i) — типичная площадь вспышки, см2; T(i) — типичное время жизни вспышки, с; α(i) — коэффициент, учитывающий распределение интенсивности во вспышке.

Рис. 9. Распределение малых вспышек по площади в пределах 20° от центрального меридиана по данным обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY

Используя данные α( i ) и I ( i ) из работы [Курочка, Стасюк, 1981; Курочка, Россада, 1981а, б] и распределения вспышек по продолжительности [Боровик, Жданов, 2018а] и площади, нами были получены распределения солнечных вспышек по энергиям в видимой области спектра в зависимости от класса площади и балла (рис. 10). Результаты показали небольшие отличия в средних энергиях вспышек (табл. 7).

Таблица 7

Средние значения энергии вспышек в видимой области спектра

	N	S ⋅ 10 - 18 , cм2		T ⋅ 10 - 3,c		E , эрг
		I	II	I	II	I	II
SF	49305	0.8	1.7	1.1	1.0	2.2·1027	3.8·1027
SN	15927	1.3	1.7	1.4	1.0	8.7·1027	7.1·1027
SB	3456	1.5	1.7	1.6	1.0	2.9·1028	1.7·1028
1F	1296	4.2	4.2	2.3	2.5	4.2·1028	4.9·1028
1N	2340	4.4	4.2	2.7	2.5	1.2·1029	1.1·1029
1B	1586	4.7	4.2	3.2	2.5	5.0·1029	3.5·1029
2F	59	9.9	11.9	3.3	5.2	3.2·1029	6.2·1029
2N	268	10.3	11.9	4.4	5.2	1.5·1030	2.0·1030
2B	453	10.8	11.9	5.0	5.2	5.9·1030	6.2·1030
3F	6	27.2	24.6	3.5	8.8	2.8·1030	7.1·1030
3N	11	22.7	24.6	9.1	8.8	2.2·1031	2.2·1031
3B	48	25.0	24.6	6.6	8.8	4.4·1031	6.0·1031
4F	0	–	42.5	–	13.0	–	5.5·1031
4N	2	37.9	42.5	2.7	13.0	2.8·1031	1.5·1032
4B	3	48.1	42.5	3.7	13.0	1.3·1032	4.5·1032

Пояснения к таблице: столбец I — результаты настоящей работы; столбец II — данные работы [Курочка, Стасюк, 1981; Курочка, Россада, 1981а, б] .

Вместе с тем они показывают, что между оптическими вспышками разных классов площади существует существенное взаимное перекрытие по энергиям (рис. 10 а , б ; табл. 8).

В интервал энергий крупных солнечных вспышек (классов 2–4) попадает до 9.5 % малых вспышек (класс S). Еще более значительное перекрытие со вспышками класса 1. Следует отметить, что вспышки со сверхпродолжительными временами жизни в данном случае не учитывались [Боровик, Жданов, 2018а] .

ВЫВОДЫ

По результатам выполненного исследования можно сделать следующие выводы:

• •    На большом статистическом материале для малых солнечных вспышек установлена высокая корреляционная зависимость между временем подъема яркости к максимуму и общей продолжительностью вспышек.

  

Рис. 10. Распределение солнечных вспышек по энергиям ( а ); графики накопленных частот ( б )

Таблица 8

Статистические параметры распределений вспышек по энергиям. L — размах распределений

	N	E ± α	Ме	Δ Е (90 %)	L
S	68688	5.1·1027±0.09	1.6·1027	9.0·1024– 1.2·1028	9.0·1024– 5.9·1029
1	5222	2.2·1029±0.09	9.9·1028	2.4·1026– 15.4·1029	2.4·1026– 4.2·1030
2–4	850	7.0·1030±1.10	2.9·1030	1.2·1028– 1.4·1031	1.2·1028– 3.3·1032

• •    Получены новые данные по средним значениям относительного времени подъема яркости солнечных вспышек для различных классов площади, баллов и яркости. Показано, что с увеличением класса площади, балла и яркости вспышек средняя относительная продолжительность подъема яркости уменьшается.

• •    Установлено, что самые продолжительные относительные времена подъема яркости имеют малые вспышки с одним центром повышенной яркости внутри вспышечной области и внепятенные вспышки. Самые короткие — малые вспышки взрывного типа и двухленточные вспышки.

• •    Обнаружены свидетельства возможной дискретности Т отн для малых солнечных вспышек — последовательности максимумов на распределении Т отн . Наиболее значимые из них: 0.2, 0.25, 0.33 и 0.5. С ростом балла и класса площади вспышек максимумы слабеют, сглаживаются и полностью исчезают у крупных вспышек. Такие же максимумы присутствуют на распределениях D- и G-вспышек. На распределениях вспышек V-, H-, и E-типов они постепенно уменьшаются и исчезают для U- и K-вспышек.

• •    Получено распределение солнечных вспышек по энергиям в оптическом диапазоне длин волн, показывающее, что между вспышками разных классов площади существует значительное перекрытие по энергиям. В интервал энергий крупных солнечных вспышек (классов 2–4) попадает до 9.5 % малых вспышек (класс S). Еще более значительное перекрытие — со вспышками класса 1.

Работа выполнена в рамках государственного задания на 2019 г. по Программе фундаментальных исследований СО РАН II.16 № 1.6.