Временная структура и эволюция энергетических спектров рентгеновского излучения солнечных вспышек, зарегистрированных спектрометром «ИРИС» на борту космической станции «Коронас-Ф»

Эксперимент ИРИС ( исследование рентгеновского излучения Солнца ) продолжил серию экспериментов по изучению рентгеновского излучения солнечных вспышек , проводившихся ранее на высокоапогейных спутниках серии Прогноз [1–5] и на орбитальной станции « Коронас - И » [6–8]. Рентгеновский спектро метр « ИРИС », обладающий высокой чувствительно стью измерения рентгеновского излучения Солнца , позволяет досконально исследовать : спектрально временные характеристики мягкого рентгеновского излучения ( МРИ ) солнечных вспышек и излучения спокойного Солнца , когда интенсивность составляет не более ~ 10^–5· эрг · см ^–2 ·с ^–1; эволюцию энергетических спектров рентгеновского излучения с временным раз решением 1 с .

В патрульном режиме временное разрешение со ставляет 2.5 с , энергетический диапазон – 2.9–22 кэВ для МРИ и 15–250 кэВ для жесткого рентгеновского излучения ( ЖРИ ). В случае быстрого роста интенсив ности излучения спектрометр переходит в режим « Всплеск » с временным разрешением 1 с и 0.01 с . Рентгеновское излучение с разрешением 1 с регистри руется в диапазонах 2.9–14 кэВ и 15–160 кэВ . Каждый из этих диапазонов разделен на 32 канала . В режиме « Всплеск » за все время функционирования спектро метра ИРИС зарегистрировано 187 вспышек .

Временная структура мягкого рентгеновского излучения солнечных вспышек

Квазипериодические осцилляции в интенсивности излучения от активных магнитных областей солнечной короны длительностью от единиц до десятков секунд систематически наблюдаются в радиодиапазоне [9, 10]. Считается, что причиной возникновения осцилляций такой величины в радиодиапазоне является «sausage-мода» ускоренной МГД-волны, которая вызывает модуляцию плотности и величины магнитного поля активной корональной петли во время вспышки [11]. Так как радиопульсации, наблюдаемые во время вспышек, очень сильно коррелируют с временными профилями ЖРИ, то следует ожидать, что осцилляции такого же порядка должны наблюдаться и в рентгеновском диапазоне. В диапазоне МРИ осцилляции такого порядка наблюдались во время космического эксперимента Yohkoh/SXT [12], правда, как довольно редкие события, – только для 16 из 544 построенных спектров мощности изображений солнечных вспышек были обнаружены квазипериодические колебания с периодами в пределах от 9.6 до 61.6 с. Эта статистика утверждает, что появление осцилляций такой величины во время вспышек довольно редкое явление, хотя и носит достаточно ясное объяснение [12] по аналогии с радиодиапазоном и, следовательно, должно сопутствовать чуть ли не каждой вспышке. Поэтому изучение данного вопроса на основе дополнительных экспериментальных данных имеет актуальное значение.

Для изучения существования квазипериодиче - ских осцилляций в МРИ из зарегистрированных в период с декабря 2001 г . по декабрь 2002 г . вспышек были отобраны 10 событий , которые имели доста точно продолжительный предвспышечный « фон » ( ≈ 5 мин ), непосредственно примыкающий к вспыш ке . Выявление квазипериодичностей осуществля лось методом построения комбинированной спек тральной периодограммы ( КСП ), преимущества ко торого по сравнению с традиционным спектраль ным анализом приведены в [13].

Для предвспышечного и вспышечного излучения каждой отобранной вспышки была построена своя КСП , и по их значениям были отобраны компонен ты на уровне значимости не менее 95 %, которые появились в КСП во время вспышки по сравнению с КСП предвспышечного излучения и значения кото рых приведены в таблице .

Начало вспышки		Выявленные квазипериоды , с	Рентгеновский класс
Дата	UT
19.12.01	02:30:40	9.75	C4.9
10.08.02	09:43:48	23.75	C2.0
20.08.02	17:35:18	21.5; 33.0	C9.9
26.08.02	16:22:09	19.0	C7.6
03.09.02	07:44:06	9.0	C2.6
04.09.02	03:36:44	16.25	C1.7
26.09.02	02:06:21	21.25	C2.9
04.10.02	10:25:53	25.0	C6.2
15.10.02	09:14:31	27.0	C1.6
29.10.02	21:48:49	9.5; 27.0	C1.8

Пример отбора появившихся во время вспышек квазипериодических компонентов приведен на рис . 1, где изображены временной профиль ( рис . 1, а ), КСП предвспышечного ( рис . 1, б ) и вспышечного ( рис . 1, в ) излучения для вспышки , произошедшей 19 декаб ря 2001 г . в 02:30:40 UT. На рис . 1, в ясно виден появившийся во время вспышки квазипериодиче - ский компонент длительностью 9.75 с .

Следует отметить , что во всех отобранных собы тиях были обнаружены появившиеся во время вспышек квазипериодичности величиной от 9 до 33 секунд , причем в двух из них таких квазипериодов оказалось два , хотя отбор событий происходил только по признаку наличия в сеансе самой вспыш ки и достаточно большого участка предвспышечно - го фона , соизмеримого с ее длительностью , а не по наличию во вспышке появившегося квазипериоди - ческого компонента . Основываясь на этом факте , можно утверждать , что возникновение периодиче ских осцилляций во временной структуре МРИ вспышек С - класса – не редкое , а частое явление и поэтому его можно считать характерным признаком вспышечного МРИ .

Период,с

Рис . 1. Временной профиль ( а ) и КСП предвспышеч - ного ( б ) и вспышечного ( в ) излучения вспышки 19.12.2001 02:30:40 UT.

Динамика спектров жесткого рентгеновского излучения солнечных вспышек

Рассмотрим временную эволюцию энергетиче ских спектров четырех зарегистрированных спек трометром « ИРИС » вспышек . На рис . 2 приведе ны усредненные за 10 с спектры ЖРИ вспышки 29 октября 2002 г . на стадиях роста , максимума и спада интенсивности . Длительность всплеска ЖРИ составляет ~1.5 мин . Данная вспышка , отно сящаяся к рентгеновскому классу C1.8, была заре гистрирована в 21:47:02 UT в жестком рентгенов ском диапазоне . Характерной особенностью этой вспышки является форма энергетического спектра ЖРИ . Как видно из рис . 2, на стадиях роста ( кри вые 1 и 2) и максимума ( кривая 3) формируется энергетический спектр , имеющий сложную форму , который условно можно разделить на две составляю щие с граничной энергией между ними ≈ 45 кэВ . Спектр в области малой энергии ( до 45 кэВ ), скорее всего , является тепловым излучением горячей плазмы , а в области более высокой энергии может быть интерпретирован тормозным излучением быстрых , ускоренных во время вспышки электро нов . Такая форма спектра сохраняется и на стадии спада ( кривая 4). Другой характерной особенно стью энергетического спектра этой вспышки яв ляется то , что он становится « круче » с ростом энергии . Такое поведение спектра может быть объяснено , если распределение быстрых электро нов , генерирующих тормозное рентгеновское из лучение , имеет обрыв при некоторой максималь ной энергии ( для данной вспышки ≈ 160 кэВ ). Та ким образом , энергетический спектр ЖРИ пока зывает , что электроны во время данной вспышки ускоряются до некоторой максимальной энергии ( ≈ 160 кэВ ). И , наконец , последней особенностью энергетического спектра рассматриваемой вспыш ки является то , что в начале стадии спада интен сивности количество квантов с энергией большей 112 кэВ превышает количество квантов в этом диапазоне на максимуме . Это говорит о транс формации энергетического распределения элек тронов при их распространении во вспышечной плазме .

Рис . 2. Энергетические спектры ЖРИ вспышки 29 октяб ря 2002 г . на фазах роста (1 и 2), максимума (3) и спада (4), усредненные за промежуток времени : 1 – от 21:46:59 до 21:47:09 UT; 2 – от 21:47:09 до 21:47:19 UT; 3 – от 21:47:20 до 21:47:30 UT; 4 – от 21:47:37 до 21:47:47 UT.

Проведенный спектральный анализ интенсивно сти ЖРИ вспышки в энергетических диапазонах 15– 46 и 46–160 кэВ показывает , что структуры КСП этих двух составляющих вспышечного излучения под обны с точностью до полусекунды , а для пред - вспышечного излучения – различаются сильно . Из этого можно сделать вывод , что во время вспышки тепловое и нетепловое рентгеновское излучение приходит из одной и той же « вспышечной » области атмосферы Солнца , в то время как на предвспышеч - ной фазе существенны вклады от разных активных образований солнечной атмосферы .

Вспышка 19 декабря 2001 г ., относящаяся к рентгеновскому классу C4.9, началась в 02:30:40 UT, ее длительность в жестком рентгеновском диа пазоне составляет ~ 1.5 мин . Энергетический спектр ЖРИ этой вспышки имеет нестепенной вид на фазах роста , максимума и спада излучения ( рис . 3). Для данной вспышки скорость счета квантов с энергией более 110 кэВ не превышает значения фона . Данный спектр может быть описан как тепловой , так и нете пловой моделями , поэтому выбор между этими мо делями затруднен [13]. В пользу нетепловой модели можно сказать только то , что для описания ЖРИ тепловой моделью потребуется нагрев плазмы до чрезвычайно высокой температуры , превышающей 10⁸ K [13], что маловероятно для событий данного рентгеновского класса .

m и

0,1

0,01

10                               100 E, кэВ

Рис . 3. Энергетические спектры ЖРИ вспышки 19 де кабря 2001 г . на фазах роста (1), максимума (2) и спада (3), усредненные за промежуток времени : 1 – от 02:30:54 до 02:31:04 UT; 2 – от 02:31:14 до 02:31:24 UT; 3 – от 02:31:29 до 02:31:39 UT.

Рис . 4. Энергетические спектры ЖРИ вспышки 26 июля 2002 г . на фазах роста (1, 2 и 3) и максимума (4), усредненные за промежуток времени : 1 – от 09:18:09 до 09:18:19 UT; 2 – от 09:18:59 до 09:19:09 UT; 3 – от 09:19:25 до 0919:35 UT; 4 – от 09:20:29 до 09:20:39 UT.

Солнечная вспышка 26 июля 2002 г ., начавшаяся в 09:20:31 UT, также достаточно слабая ( в рентге новской классификации отсутствует , а в оптике ей соответствует вспышка класса SF). Спектр ЖРИ вспышки изменяется во время развития вспышки и имеет следующие интересные особенности . С 09:19:07 UT при росте интенсивности излучения с энергией меньшей ~(35–40) кэВ наблюдается уменьшение излучения более высоких энергий ( кривые 2 и 3 на рис . 4). При этом в момент мак симума излучения энергетический спектр имеет нестепенной вид . Такая динамика спектра обу словлена тем , что максимум интенсивности рент геновского излучения с энергиями , превышаю щими ~ 40 кэВ , достигается на 90 с раньше мак симума излучения на меньших энергиях . Дли - тельность вспышки во всем жестком рентгенов ском диапазоне по данным спектрометра « ИРИС » составляет около 5 мин . Временные задержки максимумов интенсивности более мягкого излу чения , по сравнению с более жестким , наблюда лись нами ранее для ряда вспышек , зарегистриро ванных на спутниках серии « Прогноз » [4]. На пример [14], для вспышки 27 января 1979 г . (08:27:30 UT) максимум излучения в диапазоне 20–30 кэВ запаздывает на 10 с по отношению к максимуму излучения в диапазоне 30–40 кэВ , ко торый , в свою очередь , запаздывает относительно максимума в диапазоне 40–60 кэВ .

Солнечная вспышка 15 апреля 2002 г ., наибо лее мощная из рассматриваемых ( класс М 1.2), началась в 23:05 UT ( рис . 5). Как видно из рисун ка , форма спектра этой вспышки , в отличие от формы спектров ЖРИ вспышек , рассмотренных выше , остается неизменной на протяжении всей вспышки .

В результате изучения энергетических спек тров ЖРИ вспышек , зарегистрированных спек трометром « ИРИС », можно сделать вывод : для слабых рентгеновских вспышек характерно изме нение формы энергетических спектров ЖРИ во время вспышки , которое отражает эволюцию функции распределения быстрых электронов , ге нерирующих ЖРИ .

0,01

0,1

100 E, кэВ

Рис . 5. Энергетические спектры ЖРИ вспышки 15 ап реля 2002 г . на фазах роста (1), максимума (2) и спада (3), усредненные за промежуток времени : 1 – от 23:09:50 до 23:10:00 UT; 2 – от 23:11:21 до 23:11:31 UT; 3 – от 23:11:47 до 23:11:57 UT.