Нестационарные процессы на маломассивных звёздах различного возраста тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Низамов Булат Аликович

• Низамов Булат Аликович
• кандидат наук
• 2019

Оглавление диссертации кандидат наук Низамов Булат Аликович

Введение

Глава 1. Изменение характера активности корон маломассивных звезд различных спектральных классов

1.1. Зависимость рентгеновской светимости поздних звезд от периода вращения

1.2. На каких звёздах обнаружены супервспышки?

1.3. Результаты и их обсуждение

Глава 2. Каталог жёстких рентгеновских вспышек на Солнце, зарегистрированных Mars Odyssey/HEND с околомарсианской

орбиты в 2001-2016 гг

2.1. Введение

2.2. Об аппаратуре HEND

2.3. О калибровке внешнего сцинтиллятора HEND

2.4. Выбор событий и обработка данных

2.5. Обсуждение результатов

Глава 3. Новая оценка энергии нетепловых электронов в гигантской солнечной вспышке 28 октября 2003 года

3.1. Наблюдения и обработка данных

3.2. Оценка числа и энергии нетепловых электронов

3.3. Обсуждение

3.4. Выводы

Глава 4. Формирование оптического континуума звёздных супервспышек вследствие обогрева атмосферы мягким рентгеновским излучением вспышечной плазмы

4.1. Введение

4.2. Постановка задачи

4.3. Результаты и обсуждение

4.4. Выводы

Заключение

Список литературы

Приложение А. Метод бутстрэпа

Приложение Б. Уравнение лучистого равновесия с приближённым лямбда-оператором

Приложение В. Каталог жёстких рентгеновских вспышек

Введение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Нестационарные процессы на маломассивных звёздах различного возраста»

Актуальность темы исследования

Данная работа посвящена активности и нестационарным процессам, характерным для самого многочисленного населения Галактики — поздних звёзд главной последовательности. Звёзды спектральных классов G, K, M различного возраста, включая Солнце, являются объектом этого исследования. Прежде всего необходимо уточнить, что имеется в виду активность солнечного типа, т.е. магнитная активность, характеризующаяся возникновением пятен, активных областей и вспышек, а также формированием циклов активности. Кроме того, следует сделать замечание методологического характера. Как указывал Хайш [1], до конца 90-х годов XX века сообщества исследователей солнечных и звёздных вспышек были весьма изолированы друг от друга, что легко понять, учитывая особенности наблюдения этих объектов. Однако представляется вполне естественным, что исследования в обоих этих направлениях должны дополнять друг друга: с одной стороны, на Солнце мы имеем наблюдения с высоким пространственным разрешением, чувствительностью, спектральным и временным покрытием; с другой стороны, вспыхивающие звёзды весьма разнообразны, и на них развитие вспышечных процессов должно иметь свои особенности. Различные проявления звёздной активности, главным образом вспышки, и являются предметом данного исследования.

Актуальность исследования различных проявлений звёздной активности связана с несколькими причинами. Во-первых, в последние десять-двадцать лет накоплено много наблюдательного материала в разных диапазонах спектра о большом числе звёзд на разных эволюционных стадиях. Например, измерены периоды вращения и рентгеновская светимость для нескольких сотен звёзд в молодых звёздных скоплениях [2]. В рамках проекта «Bcool» измерены средние магнитные поля на 67 звёздах солнечного типа [3]. Заново проанализированы данные об индексе активности RHк [4]. На космическом телескопе Kepler получе-

ны данные о запятнённости десятков тысяч звёзд [5], обнаружены тысячи вспышек на звёздах поздних спектральных классов главной последовательности и ветви субгигантов [6]. Всё это позволяет, с одной стороны, искать и количественно исследовать более тонкие эффекты в уже известных закономерностях, а с другой стороны, сравнивать между собой различные проявления активности, что и делается в диссертации.

Во-вторых, изучение вспышечной активности ближайшей к нам звезды — Солнца — в последнее время приобретает практическое значение, поскольку эта активность является важным фактором космической погоды.

В-третьих, активность звёзд аналогичным образом оказывает существенное воздействие на атмосферы планет, которые обращаются вокруг них. После открытия нескольких тысяч экзопланет (во многом благодаря космическому телескопу Kepler), среди которых есть и планеты, похожие на Землю, началось всестороннее исследование физических условий на этих планетах. Ясно, что близость звезды, на которой часто случаются мощные вспышки или которая обладает повышенным рентгеновским или ультрафиолетовым излучением, может критическим образом влиять на эти условия, в том числе на возможность существования жизни на планете. В этой связи можно упомянуть недавнее открытие планеты около звезды Проксима Центавра [7], которая, как известно, является вспыхивающим M-карликом [8].

Наконец, в настоящее время нельзя считать решённым вопрос о том, одинакова ли природа солнечных и звёздных вспышек. С одной стороны, есть немало указаний на то, что это так. Например, энергетический спектр вспышек на Солнце и звёздах подчиняется степенному закону [9]; в звёздных вспышках наблюдался эффект Нойперта [10-14], а также квазипериодические пульсации, которые также наблюдаются и в солнечных вспышках [15-17]. Имеются наблюдения, указывающие на выброс коронального вещества в звёздной вспышке [18-20]. С другой стороны, огромная энергия наиболее мощных супервспышек, наблюдавшихся на Kepler, ставит под сомнение возможность развития этих яв-

лений по «солнечному» сценарию [21]. Для понимания механизма вспышек в целом важно выяснить, каким образом формируется их излучение, и этот вопрос применительно к супервспышкам на солнцеподобных звёздах практически не исследован.

Степень разработанности темы исследования

Зависимость рентгеновской светимости звёзд главной последовательности от скорости их вращения была найдена в работе Паллавичини и др. [22]: они установили, что рентгеновская светимость поздних звёзд пропорциональна квадрату скорости вращения (см. также [23]). В ряде последующих работ, например [24-26], было отмечено, что эта зависимость не является универсальной и нарушается для самых быстро вращающихся звёзд, причём впервые это было обнаружено для двойных звёзд типа RS CVn. Первая большая выборка одиночных звёзд (259 объектов), среди которых были звёзды как с быстрым, так и с медленным вращением, была проанализирована Пиццолато и др. [27], которые подтвердили существование двух режимов активности у поздних карликов. Позднее число звёзд в выборке было доведено до 824 в работе Райта и др. [2]. Нойес и др. [28] обратили внимание, что удобным параметром, характеризующим активность, является число Россби, которое определяется как отношение периода вращения звезды ко времени конвективного перемешивания. Однако число Россби модельно зависимо и не определяется из наблюдений. Райнерс и др. [29] показали, что рентгеновскую активность можно лучше параметризовать, используя вместо числа Россби комбинацию из периода вращения и радиуса звезды. Взаимосвязь между вращением и активностью звёзд была прослежена и по другим индикаторам активности [30]: по эмиссии в линиях H и K Ca II [28], в линии Ha [31], по среднему по звезде магнитному полю [32]. Дэвенпорт [6] указывает на существование этой связи, в частности насыщения активности, по результатам наблюдений вспышек на телескопе Kepler. Нотсу и др. [33] обнаруживают эту связь для общей площади активных областей на звезде, также по данным Kepler.

Важнейшим проявлением звёздной активности являются вспышки. В силу очевидных причин гораздо лучше изучены вспышки на Солнце. В частности, построена так называемая стандартная модель солнечных вспышек [34-37], которая успешно объясняет многие, хотя и не все, наблюдения этих событий. Звёздные вспышки не могут наблюдаться с таким пространственным и временным разрешением, как солнечные, поэтому модели этих вспышек с самого начала было труднее ограничивать наблюдениями. Многообразие наблюдательных свойств этих событий подробно описано в монографии [9]. Обычно для их интерпретации применяют модели, качественно схожие с моделями солнечных вспышек, например, [38-40]. Одним из вопросов моделирования солнечных и звёздных вспышек является происхождение оптического континуума. Существующие модели, описывающие формирование этого излучения, можно разделить на два типа. К первому относятся модели, в которых задаётся некий механизм нагрева атмосферы, и в соответствии с ним рассчитывается статическая модель «прогретой» атмосферы. Гринин и Соболев построили ряд моделей, в которых атмосфера красного карлика прогревается потоком нетепловых протонов или электронов [41-43], [44]. Абударам и Эну [45] рассчитали воздействие нетепловых электронов на солнечную хромосферу и получили, что её разогрев порождает излучение, которое, в свою очередь поглощается в фотосфере, которая также нагревается и излучает в континууме. Холи и Фишер [46] рассчитали обогрев атмосферы красного карлика мягким рентгеновским излучением и тоже получили эмиссию в континууме.

Ко второму типу относятся газодинамические модели. Первая из них описана в работе Костюк и Пикельнера [47], где они впервые показали важность учёта газодинамических процессов в развитии вспышек. Впоследствии появилось множество работ в этом направлении, например, [48-55]. Лившиц и др. [48] впервые показали, что оптический континуум звёздных вспышек может объясняться излучением так называемой низкотемпературной конденсации, которая образуется между ударной волной и тепловым фронтом и движется в сторону

фотосферы. Что касается оптического континуума солнечных вспышек, то в аналогичных газодинамических моделях конденсация не излучает в континууме, хотя возможен вторичный обогрев, как в работе [45]. Недавние наблюдения на аппаратах RHESSI и SDO [56, 57], по-видимому, показывают, что он возникает в результате прямого нагрева хромосферы нетепловыми электронами.1 Однако, в работе [58], также основанной на наблюдениях RHESSI и SDO, делается вывод, что энергии нетепловых электронов не хватает, чтобы обеспечить свечение в оптическом континууме.

Огромный вклад в изучение звёздных вспышек внесли наблюдения на космическом телескопе Kepler. Благодаря его высокой фотометрической точности и непрерывным наблюдениям в течение четырёх лет удалось зафиксировать тысячи вспышек на звёздах, так что их стало возможным изучать статистическими методами [6, 59, 60]. Самым неожиданным стало открытие супервспышек на солнцеподобных звёздах [61]. В результате изучения этих звёзд выяснилось, что это молодые быстро вращающиеся объекты, которые обладают горячими коронами, сильно излучающими в мягком рентгене. И всё же фундаментальные параметры этих звёзд близки к солнечным, поэтому неясно, как в этих вспышках может генерироваться столь мощный оптический континуум (оценки энергии супервспышек доходят до 1036 эрг). Вспышки эти происходят достаточно редко: даже на самой часто вспыхивающей звезде примерно раз в десять суток. Для этих вспышек нет ни спектральных, ни даже фотометрических наблюдений. Существующие модели вспышек для них, вероятно, не вполне применимы, поскольку короны этих звёзд, по-видимому, намного плотнее и горячее, чем у Солнца. Мало того, неясно, может ли магнитное поле таких звёзд обеспечить необходимую энергию. В работе [62] даны значения среднего магнитного поля для нескольких очень молодых звёзд типа Солнца. Если считать, что это среднее значение имеет место во всей короне, то получится, что энергия наиболее

1 Отметим, что авторы указанных работ расходятся относительно того, на какой глубине в атмосфере возникает это излучение.

мощных супервспышек близка к полной энергии магнитного поля в короне. Таким образом, указанные наблюдения молодых G-звёзд ставят новые вопросы перед исследователями звёздной активности.

Методология исследования

В работе использованы методы и подходы различной степени сложности, хорошо зарекомендовавшие себя в многочисленных исследованиях: это классический метод наименьших квадратов для поиска параметрической зависимости рентгеновской активности от параметров звёзд, а также для построения жёстких рентгеновских спектров солнечных вспышек; метод прямого моделирования в программном пакете Solar Software для анализа наблюдений на космическом телескопе RHESSI; при моделировании прогрева звёздной фотосферы мягким рентгеновским излучением использован подход теории звёздных атмосфер, где решается система уравнений, каждое из которых соответствует одному из искомых параметров модели: интенсивности излучения, температуре и т.д.

Цели и задачи работы

Целью работы является выявить, на каких звёздах бывают супервспышки, есть ли связь между вспышечной активностью и другими видами активности; выяснить свойства самых мощных солнечных вспышек, могут ли они по энергии приближаться к звёздным супервспышкам; предложить механизм формирования оптического континуума в звёздных супервспышках.

Научная новизна

В работе выявляется зависимость корональной активности поздних звёзд главной последовательности от периода вращения. Подобный анализ для звёзд спектральных классов G, K, M в отдельности делается впервые; ранее уже было известно, что для звёзд этих спектральных классов характерны два типа активности: режим насыщения и режим активности солнечного типа, причём переход от одного режима к другому происходит на определённом этапе эволюции звезды, то есть при определённом периоде осевого вращения. Новым является тот результат, что период вращения, при котором происходит смена типа актив-

ности, зависит от спектрального класса звезды: этот период тем больше, чем позднее спектральный класс.

Новым является каталог рентгеновских вспышек на Солнце, зарегистрированных аппаратом Mars Odyssey/HEND, эти данные ранее не публиковались. Для 60 вспышек даны кривые блеска и спектры в диапазоне 85-1014 кэВ. Кроме того, проверена более старая калибровка прибора HEND, которая использовалась ранее в работах по отдельным событиям; показано, что старая калибровка адекватна задачам, решаемым в этих статьях.

Оценена энергия нетепловых электронов в солнечной вспышке 28 октября 2003 г., одной из самых мощных за всю историю наблюдений. Это сделано также с помощью прибора HEND. Прежняя оценка была сделана по данным телескопа RHESSI, который наблюдал вспышку лишь частично. HEND наблюдал вспышку целиком, и оценка энергии по его данным составляет 2.3 х 1032 эрг.

Предложен механизм, ответственный за генерацию оптического континуума в супервспышках на солнцеподобных звёздах. Этим механизмом служит обогрев фотосферы звезды мягким рентгеновским излучением, которое испускается горячей плазмой, заполняющей вспышечную петлю. Проведённые расчёты показывают, что если эта обогреваемая часть фотосферы занимает 10% видимого диска звезды, то контраст в оптическом континууме может достигать 0.8%.

Теоретическая и практическая значимость

Результаты, полученные в первой главе, имеют важное значение в контексте гирохронологии — определения возраста звёзд по скорости их осевого вращения. Этот метод основан, в частности, на зависимости активности звезды от скорости (или периода) её осевого вращения. Однако эта зависимость существует лишь для достаточно медленно вращающихся звёзд, т.е. лишь начиная с некоторого периода вращения, который, как показано в данной работе, зависит от спектрального класса звезды. Мы, таким образом, находим, для звёзд с каким периодом вращения метод гирохронологии применим, а для каких нет.

Данные, приведённые в каталоге рентгеновских вспышек, могут быть использованы для «стереоскопического» изучения вспышек, а именно для исследования направленности их жёсткого рентгеновского излучения. Этот вопрос важен для понимания природы ускорения частиц во вспышках.

В третьей главе дана оценка энергии одной из сильнейших солнечных вспышек. Знание максимальной энергии, которая может высвобождаться в солнечных вспышках, ценно в контексте солнечно-звёздных связей, поскольку указывает, насколько отличаются по энергии солнечные вспышки от звёздных. Это также имеет значение с точки зрения космической погоды, потому что именно сильные вспышки оказывают самое заметное воздействие на Землю.

Излучение в непрерывном континууме, которое наблюдается в звёздных супервспышках, является яркой чертой, которая отличает эти события от солнечных вспышек. До сих пор формированию этого излучения уделяется мало внимания, хотя его понимание может дать ценную информацию как о параметрах плазмы и магнитного поля, которые имеют место в супервспышках, так и о механизме самих супервспышек.

Положения, выносимые на защиту:

• У звёзд поздних спектральных классов главной последовательности период осевого вращения, при котором происходит смена режимов корональ-ной активности, зависит от спектрального класса: чем позднее класс, тем больше этот период.

• Среди звёзд с наиболее мощными супервспышками с полной энергией свыше 1035 эрг преобладают молодые быстро вращающиеся звёзды, либо субгиганты, либо компоненты двойных систем.

• Результаты анализа наблюдений солнечных вспышек в жёстком рентгеновском диапазоне на детекторе HEND на борту космического аппарата Mars Odyssey с использованием кросс-калибровки по наблюдениям RHESSI,

согласуются с результатами, получаемыми с независимой калибровкой детектора методом компьютерного моделирования.

• Полная энергия нетепловых электронов, ускоренных в гигантской солнечной вспышке 28 октября 2003 г., достигала не менее 2.3 х 1032 эрг.

• Мягкое рентгеновское излучение горячей вспышечной плазмы с мерой эмиссии ~ 1055 см-3 при температуре 20 МК во время супервспышек на солнцеподобных звёздах может вызывать усиление блеска звезды в оптическом континууме до 0.8%.

Степень достоверности и апробация результатов

Результаты диссертации были доложены на следующих конференциях.

• Новая оценка энергии нетепловых электронов в гигантской солнечной вспышке 28 октября 2003 г. по наблюдениям Mars Odyssey. Низамов Б.А. XXII Всероссийская ежегодная конференция «Солнечная и солнечно-земная физика - 2018», ГАО РАН, Санкт-Петербург, Россия, 8-12 октября 2018.

• Каталог жёстких рентгеновских вспышек на Солнце, зарегистрированных с околомарсианской орбиты Mars Odyssey/HEND в 2001-2016 гг. Лившиц М.А., Зимовец И.В., Головин Д.В., Низамов Б.А., Выборнов В.И., Митрофанов И.Г., Козырев А.С., Литвак М.Л., Санин А.Б., Третьяков В.И. Тринадцатая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», 12-16 февраля 2018 г., ИКИ РАН, Москва.

• Особенности звёзд, где Kepler зарегистрировал супервспышки. Кацова М.М., Низамов Б.А. 37-й Междисциплинарный семинар АстрО, Москва, ГА-ИШ МГУ, Россия, 14 ноября 2017.

• Особенности звёзд, где зарегистрированы супервспышки. Кацова М.М., Низамов Б.А. XXI Всероссийская ежегодная конференция Солнечная и

солнечно-земная физика - 2017, ГАО РАН, Санкт-Петербург, Россия, 9-13 октября 2017.

• Активность самого раннего Солнца. Кацова М.М., Лившиц М.А., Мише-нина Т.В., Низамов Б.А. Земля на ранних этапах развития Солнечной системы, Москва, ГАИШ МГУ, Россия, 28-30 ноября 2016.

• Короны G-, K- и M-звезд и условия возникновения супервспышек. Низамов Б.А., Кацова М.М., Лившиц М.А. XX Всероссийская ежегодная конференция «Солнечная и солнечно-земная физика - 2016», ГАО РАН, Санкт-Петербург, Россия, 10-14 октября 2016.

• Superflare G and K Stars and the Lithium abundance. Katsova M.M., Livshits M.A. Mishenina T.V., Nizamov B.A. The 19th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, Uppsala, Швеция, 6-11 июня 2016.

• Optical Continuum of Powerful Solar and Stellar Flares. Низамов Б.А., Лившиц М.А. Radiation mechanisms of astrophysical objects: classics today, S-Petersburg, Россия, 21-25 сентября 2015.

• Components of optical continuum in solar and stellar flares. Низамов Б.А., Лившиц М.А. Superflares and Activity of the Sun in the Cycle Formation Epoch, Kazrin, Tel Aviv, Израиль, 28 апреля - 1 мая 2015.

Публикации

Результаты диссертации опубликованы в 9 научных работах, в том числе

• в 5 статьях в научных изданиях из списка Web of Science, рекомендованных для защиты в диссертационном совете МГУ по специальности

1. Изменение характера активности корон маломассивных звезд различных спектральных классов. Низамов Б.А., Кацова М.М., Лившиц М.А. Письма в Астрономический журнал, 2017, Т. 43, № 3, С. 230-238. (импакт-фактор 1.075)

2. Каталог жёстких рентгеновских вспышек на Солнце, зарегистрированных с околомарсианской орбиты Mars Odyssey/HEND в 2001-2016 гг. Лившиц М.А., Зимовец И.В., Головин Д.В., Низамов Б.А., Выбор-нов В.И., Митрофанов И.Г., Козырев А.С., Литвак М.Л., Санин А.Б., Третьяков В.И. Астрономический журнал, 2017, Т. 94, № 9, С. 778-792. (импакт-фактор 1.235)

3. New estimation of non-thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations. Nizamov B.A., Zimovets I.V., Golovin D.V., Sanin A.B., Litvak M.L., Tretyakov V.I., Mitrofanov I.G., Kozyrev A.S. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 2018, 179, 484-493. (импакт-фактор 1.79)

4. Properties of Kepler Stars with the Most Powerful Flares. Katsova M.M., Nizamov B.A. Geomagnetism and Aeronomy, 2018, 58, 899. (импакт-фактор 0.669)

5. Soft X-ray heating as a mechanism of optical continuum generation in solar-type star superflares. Nizamov B.A. MNRAS, 2019, 489, 4338. (импакт-фактор 5.231)

• в 4 сборниках трудов конференций

1. Optical Continuum of Powerful Solar and Stellar Flares. Nizamov B.A., Livshits M.A. Radiation mechanisms of astrophysical objects: classics today. Proceedings of the conference in honor of the 100th birthday of Academician Victor V. Sobolev held at St. Petersburg on September 21-25, 2015, 223-228.

2. Активность самого раннего Солнца. Кацова М.М., Лившиц М.А., Ми-шенина Т.В., Низамов Б.А. Жизнь и Вселенная. 2017, ВВМ, Санкт-Петербург, 63-73.

3. Особенности звёзд, где «Kepler» зарегистрировал супервспышки. Ка-

цова М.М., Низамов Б.А. Труды XXI Всероссийской конференции «Солнечная и солнечно-земная физика - 2017», ГАО РАН Санкт-Петербург, 2017, 173-178.

4. Superflare G and K Stars and the Lithium abundance. Katsova M.M., Livshits M.A., Mishenina T.V., Nizamov B.A. Proceedings of the 19th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, Zenodo Sweden, Uppsala, 2016, id.124, 1-6.

Личный вклад автора

Проведён математический анализ данных о рентгеновской светимости и периодах вращения выборки звёзд, получены параметры зависимости, связывающей эти свойства звёзд. Сопоставлены периоды вращения и уровень переменности звёзд с супервспышками по отношению к обширной выборке звёзд, наблюдавшихся на КА Kepler.

Проведена полная обработка данных о рентгеновских вспышках на Солнце, наблюдавшихся аппаратом Mars Odyssey/HEND, построены кривые блеска и спектры для 60 событий, построена сводная таблица, объединяющая как данные этих наблюдений, так и некоторые литературные данные.

Создано программное обеспечение для обработки данных HEND, с помощью которого оценена энергия нетепловых электронов в солнечной вспышке 28 октября 2003 г. Также проведён необходимый анализ наблюдений этой вспышки на космическом телескопе RHESSI.

Написан программный код для совместного решения уравнений переноса излучения, статистического равновесия, электронейтральности и лучистого равновесия. Этот код применён для расчёта структуры атмосферы звезды, обогреваемой извне мягким рентгеновским излучением горячей вспышечной плазмы. Спектр мягкого рентгеновского излучения рассчитан с помощью пакета CHIANTI в составе Solar Software.

Структура и объём работы

Работа состоит из введения, четырёх глав и заключения. Всего в работе содержится 6 таблиц и 32 рисунка. Общий объём 134 страниц, список литературы содержит 190 наименований.

Во введении даётся обзор литературы по теме работы, обсуждается актуальность работы, её цели, научная новизна, применимость результатов в других исследованиях.

В главе 1 анализируется эволюция корональной активности маломассивных звёзд поздних спектральных классов. Это исследование основано на работах Райта и др. [2] и Райнерса и др. [29]. В первой из них представлены данные по рентгеновской светимости и периодам осевого вращения для 824 звёзд поздних спектральных классов и показано, что существуют два режима активности поздних звёзд: режим насыщения активности, когда рентгеновская светимость не зависит от периода осевого вращения, и режим активности солнечного типа, когда рентгеновская светимость убывает по мере замедления вращения. Во второй работе показано, что уровень рентгеновской активности лучше описывается не одним параметром — периодом вращения, а комбинацией из периода и радиуса звезды. В обеих этих работах поздние звёзды изучались как единая группа, без разделения по спектральным классам. Мы проделали анализ данных аналогично Райнерсу и др., но по отдельности для звёзд классов С, К, М и обнаружили, что период вращения, при котором режим насыщения активности сменяется режимом активности солнечного типа, зависит от спектрального класса звезды: если для звезды класса С2 этот переход происходит на периоде 1.1 суток, то для звезды класса М3 — только на периоде 7.2 суток. Другими словами, по мере замедления вращения звезды с возрастом более поздние (т.е. более холодные и компактные) звёзды дольше остаются в режиме насыщения активности. Это хорошо иллюстрируется распределением звёзд разных классов по типам активности: среди М-звёзд выборки преобладают звёзды с насыщением активности; среди С-звёзд напротив почти нет звёзд с насыщением активности; в свою очередь, К-звёзды разделились по обоим типам активности

приблизительно поровну.

Мы также анализируем расположение звёзд с супервспышками на диаграмме период вращения - амплитуда вращательной модуляции относительно большой выборки звёзд из работы [63] и находим, что звёзды с супервспышками — это, в основном, звёзды с малым периодом вращения (несколько суток) и большой амплитудой вращательной модуляции, т.е. с большой оптической переменностью. Это говорит о высокой запятнённости фотосфер таких звёзд и, по-видимому, высоком уровне корональной активности.

Глава 2 посвящена каталогу жёстких рентгеновских вспышек, зарегистрированных прибором Mars Odyssey/HEND за 2001-2016 годы. Описана процедура калибровки прибора и дана оценка её качества. Также описан метод поиска вспышек в данных прибора и метод обработки этих данных. Приведён окончательный каталог вспышек, содержащий 60 событий. Смысл этой главы во многом состоит в том, чтобы проверить, насколько справедливы результаты предыдущих работ, сделанных по тем же данным HEND, но с более грубой калибровкой детектора. Сравнение спектров вспышек, вошедших в каталог, полученных с новой и старой калибровкой прибора, показало, что старая, более грубая калибровка адекватна задачам, решавшимся в более ранних работах. Другим выводом является подтверждение того, что прибор HEND можно использовать для анализа жёстких рентгеновских вспышек на Солнце, а его показания для не слишком мощных событий близки к измерениям космического телескопа RHESSI.

В главе 3 анализируется жёсткое рентгеновское излучение солнечной вспышки 28 октября 2003 г., измеренное также детектором HEND на борту Mars Odyssey. Эта вспышка — самая мощная в каталоге, описанном в предыдущей главе. Прежде всего следует сказать, что наблюдения солнечных вспышек в жёстком рентгеновском диапазоне дают ценную информацию о потоке и, соответственно, полной энергии нетепловых электронов, ускоренных во вспышке. Такую информацию можно извлечь, привлекая так называемую модель толстой

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Низамов Булат Аликович, 2019 год

Список литературы

1. Haisch B. M. An overview of solar and stellar flare research // Solar Physics. 1989. Vol. 121. P. 3-18.

2. Wright N. J., Drake J. J., Mamajek E. E., Henry G. W. The Stellar-activity-Rotation Relationship and the Evolution of Stellar Dynamos // Astrophysical Journal. 2011. Vol. 743. P. 48. arXiv:astro-ph.SR/1109.4634.

3. Marsden S. C., Petit P., Jeffers S. V. et al. A BCool magnetic snapshot survey of solar-type stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014. Vol. 444. P. 3517-3536. arXiv:astro-ph.SR/1311.3374.

4. Pace G. Chromospheric activity as age indicator. An L-shaped chromospher-ic-activity versus age diagram // Astronomy & Astrophysics. 2013. Vol. 551. P. L8. arXiv:astro-ph.SR/1301.5651.

5. McQuillan A., Mazeh T., Aigrain S. Rotation Periods of 34,030 Kepler Main-sequence Stars: The Full Autocorrelation Sample // The Astrophysical Journal Supplement. 2014. Vol. 211. P. 24. arXiv:astro-ph.SR/1402.5694.

6. Davenport J. R. A. The Kepler Catalog of Stellar Flares // Astrophysical Journal. 2016. Vol. 829. P. 23. arXiv:astro-ph.SR/1607.03494.

7. Anglada-Escude G., Amado P. J., Barnes J. et al. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri // Nature. 2016. Vol. 536. P. 437-440. arXiv:astro-ph.EP/1609.03449.

8. Davenport J. R. A., Kipping D. M., Sasselov D. et al. MOST Observations of Our Nearest Neighbor: Flares on Proxima Centauri // The Astrophysical Journal Letters. 2016. Vol. 829. P. L31. arXiv:astro-ph.SR/1608.06672.

9. Гершберг Р. Е. Активность солнечного типа звёзд главной последовательности. Одесса: «Астропринт», 2002.

10. Hawley S. L., Fisher G. H., Simon T. et al. Simultaneous Extreme-Ultraviolet Explorer and Optical Observations of AD Leonis: Evidence for Large Coronal Loops and the Neupert Effect in Stellar Flares // Astrophysical Journal. 1995.

Vol. 453. P. 464.

11. Guedel M., Benz A. O., Schmitt J. H. M. M., Skinner S. L. The Neupert Effect in Active Stellar Coronae: Chromospheric Evaporation and Coronal Heating in the dMe Flare Star Binary UV Ceti // Astrophysical Journal. 1996. Vol. 471. P. 1002.

12. Hawley S. L., Allred J. C., Johns-Krull C. M. et al. Multiwavelength Observations of Flares on AD Leonis // Astrophysical Journal. 2003. Vol. 597. P. 535-554.

13. Mitra-Kraev U., Harra L. K., Güdel M. et al. Relationship between X-ray and ultraviolet emission of flares from dMe stars observed by XMM-Newton // Astronomy & Astrophysics. 2005. Vol. 431. P. 679-686. astro-ph/0410592.

14. Wargelin B. J., Kashyap V. L., Drake J. J. et al. X-Ray Flaring on the dMe Star, Ross 154 // Astrophysical Journal. 2008. Vol. 676. P. 610-627. 0712.2791.

15. Mitra-Kraev U., Harra L. K., Williams D. R., Kraev E. The first observed stellar X-ray flare oscillation: Constraints on the flare loop length and the magnetic field // Astronomy & Astrophysics. 2005. Vol. 436. P. 1041-1047. astro-ph/0503384.

16. Pugh C. E., Nakariakov V. M., Broomhall A.-M. A Multi-period Oscillation in a Stellar Superflare // The Astrophysical Journal Letters. 2015. Vol. 813. P. L5. arXiv:astro-ph.SR/1510.03613.

17. Pugh C. E., Armstrong D. J., Nakariakov V. M., Broomhall A.-M. Statistical properties of quasi-periodic pulsations in white-light flares observed with Kepler // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2016. Vol. 459. P. 3659-3676. arXiv:astro-ph.SR/1604.03018.

18. Abranin E. P., Alekseev I. Y., Avgoloupis S. et al. Coordinated Observations of the Red Dwarf Flare Star EV LAC in 1994 and 1995 // Astronomical and Astrophysical Transactions. 1998. Vol. 17. P. 221-262.

19. Katsova M. M., Drake J. J., Livshits M. A. New Insights into the Large 1992 July 15-17 Flare on AU Microscopii: The First Detection of Posteruptive En-

ergy Release on a Red Dwarf Star // Astrophysical Journal. 1999. Vol. 510. P. 986-998.

20. Argiroffi C., Reale F., Drake J. J. et al. A stellar flare-coronal mass ejection event revealed by X-ray plasma motions // Nature Astronomy. 2019. Vol. 3. P. 742-748. arXiv:astro-ph.SR/1905.11325.

21. Katsova M. M., Livshits M. A. The Origin of Superflares on G-Type Dwarf Stars of Various Ages // Solar Physics. 2015. Vol. 290. P. 3663-3682. arX-iv:astro-ph.SR/1508.00254.

22. Pallavicini R., Golub L., Rosner R. et al. Relations among stellar X-ray emission observed from Einstein, stellar rotation and bolometric luminosity // Astrophysical Journal. 1981. Vol. 248. P. 279-290.

23. Кацова М. М. Внешние атмосферы и вращение звезд поздних спектральных классов. // Астрономический циркуляр. 1981. № 1154. С. 1-4.

24. Walter F. M. On the coronae of rapidly rotating stars. III - an improved coronal rotation-activity relation in late type dwarfs // Astrophysical Journal. 1982. Vol. 253. P. 745-751.

25. Vilhu O. The nature of magnetic activity in lower main sequence stars // Astronomy & Astrophysics. 1984. Vol. 133. P. 117-126.

26. Micela G., Sciortino S., Serio S. et al. Einstein X-ray survey of the Pleiades - The dependence of X-ray emission on stellar age // Astrophysical Journal. 1985. Vol. 292. P. 172-180.

27. Pizzolato N., Maggio A., Micela G. et al. The stellar activity-rotation relationship revisited: Dependence of saturated and non-saturated X-ray emission regimes on stellar mass for late-type dwarfs // Astronomy & Astrophysics. 2003. Vol. 397. P. 147-157.

28. Noyes R. W., Hartmann L. W., Baliunas S. L. et al. Rotation, convection, and magnetic activity in lower main-sequence stars // Astrophysical Journal. 1984. Vol. 279. P. 763-777.

29. Reiners A., Schiissler M., Passegger V. M. Generalized Investigation of

the Rotation-Activity Relation: Favoring Rotation Period instead of Ross-by Number // Astrophysical Journal. 2014. Vol. 794. P. 144. arX-iv:astro-ph.SR/1408.6175.

30. Gregory S. G. The long-term evolution of stellar activity // Living Around Active Stars / Ed. by D. Nandy, A. Valio, P. Petit. Vol. 328 of IAU Symposium. 2017. P. 252-263. arXiv:astro-ph.SR/1612.04587.

31. Soderblom D. R., Stauffer J. R., Hudon J. D., Jones B. F. Rotation and chro-mospheric emission among F, G, and K dwarfs of the Pleiades // The Astro-physical Journal Supplement. 1993. Vol. 85. P. 315-346.

32. Vidotto A. A., Gregory S. G., Jardine M. et al. Stellar magnetism: empirical trends with age and rotation // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014. Vol. 441. P. 2361-2374. arXiv:astro-ph.SR/1404.2733.

33. Notsu Y., Maehara H., Honda S. et al. Do Kepler Superflare Stars Really Include Slowly Rotating Sun-like Stars?—Results Using APO 3.5 m Telescope Spectroscopic Observations and Gaia-DR2 Data // Astrophysical Journal. 2019. Vol. 876. P. 58. arXiv:astro-ph.SR/1904.00142.

34. Carmichael H. A Process for Flares // NASA Special Publication. 1964. Vol. 50. P. 451.

35. Sturrock P. A. Model of the High-Energy Phase of Solar Flares // Nature. 1966. Vol. 211. P. 695-697.

36. Hirayama T. Theoretical Model of Flares and Prominences. I: Evaporating Flare Model // Solar Physics. 1974. Vol. 34. P. 323-338.

37. Kopp R. A., Pneuman G. W. Magnetic reconnection in the corona and the loop prominence phenomenon // Solar Physics. 1976. Vol. 50. P. 85-98.

38. van den Oord G. H. J., Mewe R. The X-ray flare and the quiescent emission from Algol as detected by EXOSAT // Astronomy & Astrophysics. 1989. Vol. 213. P. 245-260.

39. Reale F. Diagnostics of stellar flares from X-ray observations: from the decay to the rise phase // Astronomy & Astrophysics. 2007. Vol. 471. P. 271-279.

0705.3254.

40. Kopp R. A., Poletto G. Extension of the reconnection theory of two-ribbon solar flares // Solar Physics. 1984. Vol. 93. P. 351-361.

41. Grinin V. P., Sobolev V. V. Theory of flare stars // Astrophysics. 1977. Vol. 13. P. 348-357.

42. Grinin V. P., Sobolev V. V. On the Initial Phase of the Flares of the Uv-Ceti Type Stars // Astrofizika. 1988. Vol. 28. P. 355.

43. Grinin V. P., Sobolev V. V. On the Gas Heating in Stellar Flares - Part One -the Heating by Protons // Astrofizika. 1989. Vol. 31. P. 527.

44. Grinin V. P., Loskutov V. M., Sobolev V. V. Gas heating in stellar flares. Heating by electrons // Astronomy Reports. 1993. Vol. 37. P. 182-187.

45. Aboudarham J., Henoux J. C. Electron beam as origin of white-light solar flares // Solar Physics. 1989. Vol. 121. P. 19-30.

46. Hawley S. L., Fisher G. H. X-ray-heated models of stellar flare atmospheres -Theory and comparison with observations // The Astrophysical Journal Supplement. 1992. Vol. 78. P. 565-598.

47. Kostiuk N. D., Pikelner S. B. Gasdynamics of a flare region heated by a stream of high-velocity electrons // Soviet Ast.. 1975. Vol. 18. P. 590-599.

48. Livshits M. A., Badalian O. G., Kosovichev A. G., Katsova M. M. The optical continuum of solar and stellar flares // Solar Physics. 1981. Vol. 73. P. 269-288.

49. Katsova M. M., Kosovichev A. G., Livshits M. A. Origin of the Optical Continuum of Flares on Red Dwarfs // Astrophysics. 1981. Vol. 17. P. 156-165.

50. Katsova M. M., Boiko A. Y., Livshits M. A. The gas-dynamic model of impulsive stellar flares. // Astronomy & Astrophysics. 1997. Vol. 321. P. 549-556.

51. Fisher G. H., Canfield R. C., McClymont A. N. Flare loop radiative hydrodynamics. V - Response to thick-target heating. VI - Chromospheric evaporation due to heating by nonthermal electrons. VII - Dynamics of the thick-target heated chromosphere // Astrophysical Journal. 1985. Vol. 289. P. 414-441.

52. Cheng C.-C., Pallavicini R. Numerical simulations of flares on M dwarf stars. I

- Hydrodynamics and coronal X-ray emission // Astrophysical Journal. 1991. Vol. 381. P. 234-249.

53. Abbett W. P., Hawley S. L. Dynamic Models of Optical Emission in Impulsive Solar Flares // Astrophysical Journal. 1999. Vol. 521. P. 906-919.

54. Allred J. C., Kowalski A. F., Carlsson M. A Unified Computational Model for Solar and Stellar Flares // Astrophysical Journal. 2015. Vol. 809. P. 104. arXiv:astro-ph.SR/1507.04375.

55. Heinzel P., Kasparova J., Varady M. et al. Numerical RHD simulations of flaring chromosphere with Flarix // Solar and Stellar Flares and their Effects on Planets / Ed. by A. G. Kosovichev, S. L. Hawley, P. Heinzel. Vol. 320 of IAU Symposium. 2016. P. 233-238. arXiv:astro-ph.SR/1602.00016.

56. Martinez Oliveros J.-C., Hudson H. S., Hurford G. J. et al. The Height of a White-light Flare and Its Hard X-Ray Sources // The Astrophysical Journal Letters. 2012. Vol. 753. P. L26. arXiv:astro-ph.SR/1206.0497.

57. Heinzel P., Kleint L., Kasparova J., Krucker S. On the Nature of Off-limb Flare Continuum Sources Detected by SDO/HMI // Astrophysical Journal. 2017. Vol. 847. P. 48. arXiv:astro-ph.SR/1709.06377.

58. Krucker S., Hudson H. S., Jeffrey N. L. S. et al. High-resolution Imaging of Solar Flare Ribbons and Its Implication on the Thick-target Beam Model // Astrophysical Journal. 2011. Vol. 739. P. 96.

59. Namekata K., Sakaue T., Watanabe K. et al. Statistical Studies of Solar White-light Flares and Comparisons with Superflares on Solar-type Stars // Astro-physical Journal. 2017. Vol. 851. P. 91. arXiv:astro-ph.SR/1710.11325.

60. He H., Wang H., Zhang M. et al. Activity Analyses for Solar-type Stars Observed with Kepler. II. Magnetic Feature vs. Flare Activity // ArXiv e-prints. 2017. arXiv:astro-ph.SR/1705.09028.

61. Maehara H., Shibayama T., Notsu S. et al. Superflares on solar-type stars // Nature. 2012. Vol. 485. P. 478-481.

62. Rosen L., Kochukhov O., Hackman T., Lehtinen J. Magnetic fields of young

solar twins // Astronomy & Astrophysics. 2016. Vol. 593. P. A35. arX-iv:astro-ph.SR/1605.03026.

63. McQuillan A., Aigrain S., Mazeh T. Measuring the rotation period distribution of field M dwarfs with Kepler // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2013. Vol. 432. P. 1203-1216. arXiv:astro-ph.SR/1303.6787.

64. Brown J. C. The Deduction of Energy Spectra of Non-Thermal Electrons in Flares from the Observed Dynamic Spectra of Hard X-Ray Bursts // Solar Physics. 1971. Vol. 18. P. 489-502.

65. Syrovatskii S. I., Shmeleva O. P. Heating of Plasma by High-Energy Electrons, and Nonthermal X-Ray Emission in Solar Flares // Soviet Ast.. 1972. Vol. 16. P. 273.

66. Kane S. R., McTiernan J. M., Hurley K. Multispacecraft observations of the hard X-ray emission from the giant solar flare on 2003 November 4 // Astronomy & Astrophysics. 2005. Vol. 433. P. 1133-1138.

67. Rybicki G. B., Hummer D. G. An accelerated lambda iteration method for multilevel radiative transfer. II - Overlapping transitions with full continuum // Astronomy & Astrophysics. 1992. Vol. 262. P. 209-215.

68. Низамов Б. А., Кацова М. М., Лившиц М. А. Изменение характера активности корон маломассивных звёзд различных спектральных типов // Письма в астрономический журнал. 2017. Том 43. С. 1-9. arXiv:astro-ph.SR/1609.07989.

69. Katsova M. M., Nizamov B. A. Properties of Kepler Stars with the Most Powerful Flares // Geomagnetism and Aeronomy. 2018. Vol. 58. P. 899-904. arXiv:astro-ph.SR/1812.09580.

70. Katsova M. M., Livshits M. A. The evolution of solar-like activity of low-mass stars // Astronomy Reports. 2011. Vol. 55. P. 1123-1131.

71. Katsova M. M., Bondar N. I., Livshits M. A. Solar-type activity: Epochs of cycle formation // Astronomy Reports. 2015. Vol. 59. P. 726-735. arX-iv:astro-ph.SR/1505.06480.

72. Mamajek E. E., Hillenbrand L. A. Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics // Astrophysical Journal. 2008. Vol. 687. P. 1264-1293. 0807.1686.

73. Messina S., Pizzolato N., Guinan E. F., Rodono M. Dependence of coronal X-ray emission on spot-induced brightness variations in cool main sequence stars // Astronomy & Astrophysics. 2003. Vol. 410. P. 671-684.

74. Shibayama T., Maehara H., Notsu S. et al. Superflares on Solar-type Stars Observed with Kepler. I. Statistical Properties of Superflares // The Astrophysical Journal Supplement. 2013. Vol. 209. P. 5. arXiv:astro-ph.SR/1308.1480.

75. Notsu Y., Honda S., Maehara H. et al. High dispersion spectroscopy of solartype superflare stars. II. Stellar rotation, starspots, and chromospheric activities // Publications of the Astronomical Society of Japan. 2015. Vol. 67. P. 33. arXiv:astro-ph.SR/1412.8245.

76. Аллен К. У. Астрофизические величины. Москва: «Мир», 1973.

77. StraiZys V., Kuriliene G. Fundamental stellar parameters derived from the evolutionary tracks // Astrophysics and Space Science. 1981. Vol. 80. P. 353-368.

78. Balona L. A. Flare stars across the H-R diagram // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2015. Vol. 447. P. 2714-2725.

79. Basri G., Walkowicz L. M., Batalha N. et al. Photometric Variability in Kepler Target Stars. II. An Overview of Amplitude, Periodicity, and Rotation in First Quarter Data // Astronomical Journal. 2011. Vol. 141. P. 20. arX-iv:astro-ph.SR/1008.1092.

80. Mathur S., Huber D., Batalha N. M. et al. Revised Stellar Properties of Kepler Targets for the Q1-17 (DR25) Transit Detection Run // The Astrophysical Journal Supplement. 2017. Vol. 229. P. 30. arXiv:astro-ph.SR/1609.04128.

81. Stumpe M. C., Smith J. C., Van Cleve J. E. et al. Kepler Presearch Data Conditioning I-Architecture and Algorithms for Error Correction in Kepler Light Curves // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2012. Vol. 124. P. 985. arXiv:astro-ph.IM/1203.1382.

82. Barnes S. A. On the Rotational Evolution of Solar- and Late-Type Stars, Its Magnetic Origins, and the Possibility of Stellar Gyrochronology // Astrophysical Journal. 2003. Vol. 586. P. 464-479. astro-ph/0303631.

83. Лившиц М. А., Зимовец И. В., Головин Д. В. и др. Каталог жестких рентгеновских вспышек, зарегистрированных с околомарсианской орбиты Mars Odyssey/HEND в 2001-2016 гг. // Астрономический журнал. 2017. Том 94. С. 778-792. arXiv:astro-ph.SR/1706.01116.

84. Boynton W. V., Feldman W. C., Mitrofanov I. G. et al. The Mars Odyssey Gamma-Ray Spectrometer Instrument Suite // Space Science Reviews. 2004. Vol. 110. P. 37-83.

85. Mitrofanov I. G., Zuber M. T., Litvak M. L. et al. CO2 Snow Depth and Subsurface Water-Ice Abundance in the Northern Hemisphere of Mars // Science. 2003. Vol. 300. P. 2081-2084.

86. Sanin A., Mitrofanov I., Litvak M. et al. The first results of GRB patrolling by HEND instrument onboard 2001 Mars Odyssey // Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era / Ed. by M. Feroci, F. Frontera, N. Masetti, L. Piro. Vol. 312 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 2004. P. 134.

87. Livshits M. A., Chernetskii V. A., Mitrofanov I. G. et al. Hard X-ray and Gamma-Ray Flares on the Sun: Stereoscopic Effects near the Limb from Observations on the 2001 Mars Odyssey Spacecraft and Near-Earth Spacecraft // Astronomy Reports. 2005. Vol. 49. P. 916-931.

88. Kashapova L. K., Livshits M. A. Eruptive processes at the beginning of development of powerful flare-active regions on the sun // Astronomy Reports. 2008. Vol. 52. P. 1015-1026.

89. Livshits M. A., Golovin D. V., Kashapova L. K. et al. Culmination of the flare activity of Group 10786 in July 2005: X-Ray observations from near-mars and near-earth orbits // Astronomy Reports. 2011. Vol. 55. P. 551-560.

90. Vybornov V. I., Livshits M. A., Kashapova L. K. et al. Observation of the powerful solar flare of October 27, 2002 on the far side of the sun // Astronomy

Reports. 2012. Vol. 56. P. 805-812.

91. Mitsuda K., Bautz M., Inoue H. et al. The X-Ray Observatory Suzaku // Publications of the Astronomical Society of Japan. 2007. Vol. 59. P. S1-S7.

92. Agostinelli S., Allison J., Amako K. et al. G EANT4-a simulation toolkit // Nuclear Instruments and Methods in Physics Research A. 2003. Vol. 506. P. 250-303.

93. Lemrani R., Robinson M., Kudryavtsev V. A. et al. Low-energy neutron propagation in MCNPX and GEANT4 // Nuclear Instruments and Methods in Physics Research A. 2006. Vol. 560. P. 454-459. hep-ex/0601030.

94. Lin R. P., Dennis B. R., Hurford G. J. et al. The Reuven Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) // Solar Physics. 2002. Vol. 210. P. 3-32.

95. Smith D. M., Lin R. P., Turin P. et al. The RHESSI Spectrometer // Solar Physics. 2002. Vol. 210. P. 33-60.

96. Belov A., Garcia H., Kurt V. et al. Proton Enhancements and Their Relation to the X-Ray Flares During the Three Last Solar Cycles // Solar Physics. 2005. Vol. 229. P. 135-159.

97. Acton C. H. Ancillary data services of NASA's Navigation and Ancillary Information Facility // Planetary and Space Science. 1996. Vol. 44. P. 65-70.

98. Livshits M. A., Belov A. V., Shakhovskaya A. I. et al. Coronal mass ejections in July 2005 and an unusual heliospheric event // Cosmic Research. 2013. Vol. 51. P. 326-334.

99. Endo A., Minoshima T., Morigami K. et al. A Catalog of Suzaku/WAM Hard X-Ray Solar Flares // Publications of the Astronomical Society of Japan. 2010. Vol. 62. P. 1341-1349.

100. Nizamov B. A., Zimovets I. V., Golovin D. V. et al. New estimation of nonthermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 2018. Vol. 179. P. 484-493. arXiv:astro-ph.SR/1804.00313.

101. Gopalswamy N., Barbieri L., Cliver E. W. et al. Introduction to violent

Sun-Earth connection events of October-November 2003 // Journal of Geophysical Research (Space Physics). 2005. Vol. 110. P. A09S00.

102. Veselovsky I. S., Panasyuk M. I., Avdyushin S. I. et al. Solar and Heliospher-ic Phenomena in October-November 2003: Causes and Effects // Cosmic Research. 2004. Vol. 42. P. 435-488.

103. Panasyuk M. I., Solar Extreme Events in 2003 Collaboration SEE-2003, Kuznetsov S. N. et al. Magnetic Storms in October 2003 // Cosmic Research.

2004. Vol. 42. P. 489-535.

104. Kane S. R., Hurley K., McTiernan J. M. et al. Energy Release and Dissipation during Giant Solar Flares // The Astrophysical Journal Letters. 1995. Vol. 446. P. L47.

105. Struminsky A. B. Giant events in the 23rd solar cycle: Common and specific features // Geomagnetism and Aeronomy. 2013. Vol. 53. P. 843-851.

106. Bieber J. W., Clem J., Evenson P. et al. Relativistic solar neutrons and protons on 28 October 2003 // Geophysical Research Letters. 2005. Vol. 32. P. L03S02.

107. Klassen A., Krucker S., Kunow H. et al. Solar energetic electrons related to the 28 October 2003 flare // Journal of Geophysical Research (Space Physics).

2005. Vol. 110. P. A09S04.

108. Miroshnichenko L. I., Klein K.-L., Trottet G. et al. Electron acceleration and relativistic nucleon production in the 2003 October 28 solar event // Advances in Space Research. 2005. Vol. 35. P. 1864-1870.

109. Simnett G. M. Near-relativistic electron emission following the 28 October 2003 X17 flare // Journal of Geophysical Research (Space Physics). 2005. Vol. 110. P. A09S01.

110. Mewaldt R. A., Cohen C. M. S., Labrador A. W. et al. Proton, helium, and electron spectra during the large solar particle events of October-November 2003 // Journal of Geophysical Research (Space Physics). 2005. Vol. 110. P. A09S18.

111. Kuznetsov S. N., Kurt V. G., Yushkov B. Y. et al. Type II Radio Emission

and Solar Particle Observations // International Journal of Modern Physics A. 2005. Vol. 20. P. 6705-6707. arXiv:astro-ph.SR/1009.3646.

112. Grechnev V. V., Chertok I. M., Slemzin V. A. et al. CORONAS-F/SPIRIT EUV observations of October-November 2003 solar eruptive events in combination with SOHO/EIT data // Journal of Geophysical Research (Space Physics). 2005. Vol. 110. P. A09S07.

113. Kurt V. G., Yushkov B. Y., Kudela K., Galkin V. I. High-energy gamma radiation of solar flares as an indicator of acceleration of energetic protons // Cosmic Research. 2010. Vol. 48. P. 70-79.

114. Kopp G., Lawrence G., Rottman G. The Total Irradiance Monitor (TIM): Science Results // Solar Physics. 2005. Vol. 230. P. 129-139.

115. Gros M., Tatischeff V., Kiener J. et al. INTEGRAL/SPI Observation of the 2003 Oct 28 Solar Flare // 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe / Ed. by V. Schoenfelder, G. Lichti, C. Winkler. Vol. 552 of ESA Special Publication. 2004. P. 669.

116. Kiener J., Gros M., Tatischeff V., Weidenspointner G. Properties of the energetic particle distributions during the October 28, 2003 solar flare from INTEGRAL/SPI observations // Astronomy & Astrophysics. 2006. Vol. 445. P. 725-733. astro-ph/0511091.

117. Su Y. N., Golub L., van Ballegooijen A. A., Gros M. Analysis of Magnetic Shear in An X17 Solar Flare on October 28, 2003 // Solar Physics. 2006. Vol. 236. P. 325-349.

118. Emslie A. G., Dennis B. R., Shih A. Y. et al. Global Energetics of Thirty-eight Large Solar Eruptive Events // Astrophysical Journal. 2012. Vol. 759. P. 71. arXiv:astro-ph.SR/1209.2654.

119. Aptekar R. L., Frederiks D. D., Golenetskii S. V. et al. Konus-W Gamma-Ray Burst Experiment for the GGS Wind Spacecraft // Space Science Reviews. 1995. Vol. 71. P. 265-272.

120. Mann G., Warmuth A., Aurass H. Generation of highly energetic electrons at

reconnection outflow shocks during solar flares // Astronomy & Astrophysics. 2009. Vol. 494. P. 669-675.

121. Battaglia M., Grigis P. C., Benz A. O. Size dependence of solar X-ray flare properties // Astronomy & Astrophysics. 2005. Vol. 439. P. 737-747. as-tro-ph/0505154.

122. Warmuth A., Mann G. Constraints on energy release in solar flares from RHESSI and GOES X-ray observations. I. Physical parameters and scalings // Astronomy & Astrophysics. 2016. Vol. 588. P. A115.

123. Kontar E. P., Jeffrey N. L. S., Emslie A. G., Bian N. H. Collisional Relaxation of Electrons in a Warm Plasma and Accelerated Nonthermal Electron Spectra in Solar Flares // Astrophysical Journal. 2015. Vol. 809. P. 35. arXiv:astro-ph.SR/1505.03733.

124. Livshits M. A., Rudenko G. V., Katsova M. M., Myshyakov I. I. The magnetic virial theorem and the nature of flares on the Sun and other G stars // Advances in Space Research. 2015. Vol. 55. P. 920-926.

125. Aschwanden M. J., Holman G., O'Flannagain A. et al. Global Energetics of Solar Flares. III. Nonthermal Energies // Astrophysical Journal. 2016. Vol. 832. P. 27. arXiv:astro-ph.SR/1607.06488.

126. Kiplinger A. L., Garcia H. A. Soft X-ray Parameters of the Great Flares of Active Region 486 // American Astronomical Society Meeting Abstracts #204. Vol. 36 of Bulletin of the American Astronomical Society. 2004. P. 739.

127. Brodrick D., Tingay S., Wieringa M. X-ray magnitude of the 4 November 2003 solar flare inferred from the ionospheric attenuation of the galactic radio background // Journal of Geophysical Research (Space Physics). 2005. Vol. 110. P. A09S36.

128. Aulanier G., Demoulin P., Schrijver C. J. et al. The standard flare model in three dimensions. II. Upper limit on solar flare energy // Astronomy & Astrophysics. 2013. Vol. 549. P. A66. arXiv:astro-ph.SR/1212.2086.

129. Katsova M. M., Kitchatinov L. L., Livshits M. A. et al. Can Superflares

Occur on the Sun? A View from Dynamo Theory // Astronomy Reports. 2018. Vol. 62, no. 1. P. 72-80. URL: https://doi.org/10.1134/ S106377291801002X.

130. Brandenburg A., Giampapa M. S. Enhanced stellar activity for slow antisolar differential rotation? //ArXiv e-prints. 2018. arXiv:astro-ph.SR/1802.08689.

131. Nizamov B. A. Soft X-ray heating as a mechanism of optical continuum generation in solar-type star superflares // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2019. Vol. 489. P. 4338-4345. arXiv:astro-ph.SR/1905.05054.

132. Pettersen B. R. A review of stellar flares and their characteristics // Solar Physics. 1989. Vol. 121. P. 299-312.

133. Borucki W. J., Koch D., Basri G. et al. Kepler Planet-Detection Mission: Introduction and First Results // Science. 2010. Vol. 327. P. 977.

134. Howell S. B., Sobeck C., Haas M. et al. The K2 Mission: Characterization and Early Results // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2014. Vol. 126. P. 398. arXiv:astro-ph.IM/1402.5163.

135. Haisch B., Strong K. T., Rodono M. Flares on the sun and other stars // ARA&A. 1991. Vol. 29. P. 275-324.

136. Bopp B. W., Moffett T. J. High time resolution studies of UV Ceti. // Astro-physical Journal. 1973. Vol. 185. P. 239-252.

137. Alekseev I. Y., Gershberg R. E., Ilyin I. V. et al. Coordinated observations of the red dwarf flare star EV Lacertae in 1991 // Astronomy & Astrophysics. 1994. Vol. 288. P. 502-512.

138. Pettersen B. R. An Optical Megaflare On EV Lac // 19th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun (CS19). 2016. P. 117.

139. Hawley S. L., Pettersen B. R. The great flare of 1985 April 12 on AD Leonis // Astrophysical Journal. 1991. Vol. 378. P. 725-741.

140. Fuhrmeister B., Liefke C., Schmitt J. H. M. M., Reiners A. Multiwavelength observations of a giant flare on CN Leonis. I. The chromosphere as seen in the optical spectra // Astronomy & Astrophysics. 2008. Vol. 487. P. 293-306.

0807.2025.

141. Heinzel P., Shibata K. Can Flare Loops Contribute to the White-light Emission of Stellar Superflares? // Astrophysical Journal. 2018. Vol. 859. P. 143. arXiv:astro-ph.SR/1804.09656.

142. Najita K., Orrall F. Q. White Light Events as Photospheric Flares // Solar Physics. 1970. Vol. 15. P. 176-194.

143. Machado M. E., Emslie A. G., Avrett E. H. Radiative backwarming in white-light flares // Solar Physics. 1989. Vol. 124. P. 303-317.

144. Mullan D. J., Tarter C. B. Influence of stellar flare X-rays on the optical light curve // Astrophysical Journal. 1977. Vol. 212. P. 179-185.

145. Allred J. C., Hawley S. L., Abbett W. P., Carlsson M. Radiative Hydrody-namic Models of the Optical and Ultraviolet Emission from Solar Flares // Astrophysical Journal. 2005. Vol. 630. P. 573-586. astro-ph/0507335.

146. Mullan D. J. Thermal X-rays from stellar flares - Reevaluation of scaling from solar flares // Astrophysical Journal. 1976. Vol. 207. P. 289-295.

147. Somov B. V. X-ray heating of a low-temperature region in chromospheric flares // Solar Physics. 1975. Vol. 42. P. 235-246.

148. Gingerich O., Noyes R. W., Kalkofen W., Cuny Y. The Harvard-Smithsonian reference atmosphere // Solar Physics. 1971. Vol. 18. P. 347-365.

149. Del Zanna G., Dere K. P., Young P. R. et al. CHIANTI - An atomic database for emission lines. Version 8 // Astronomy & Astrophysics. 2015. Vol. 582. P. A56. arXiv:astro-ph.SR/1508.07631.

150. Kubat J., Puls J., Pauldrach A. W. A. Thermal balance of electrons in calculations of model stellar atmospheres // Astronomy & Astrophysics. 1999. Vol. 341. P. 587-594.

151. Mihalas D., Auer L. H. Non-Lte Model Atmospheres. V. Multi-Line Hydrogen-Helium Models for O and Early B Stars // Astrophysical Journal. 1970. Vol. 160. P. 1161.

152. Auer L. H., Mihalas D. Non-Lte Model Atmospheres. III. a Complete-Lineariza-

tion Method // Astrophysical Journal. 1969. Vol. 158. P. 641.

153. Kubat J. Spherically symmetric model atmospheres using approximate lambda operators. III. The equations of statistical equilibrium with occupation probabilities. // Astronomy & Astrophysics. 1997. Vol. 326. P. 277-286.

154. Wiese W. L., Fuhr J. R. Accurate Atomic Transition Probabilities for Hydrogen, Helium, and Lithium // Journal of Physical and Chemical Reference Data. 2009. Vol. 38. P. 565-720.

155. Karzas W. J., Latter R. Electron Radiative Transitions in a Coulomb Field. // The Astrophysical Journal Supplement. 1961. Vol. 6. P. 167.

156. Ryabchikova T., Piskunov N., Kurucz R. L. et al. A major upgrade of the VALD database // Phys. Scr.. 2015. Vol. 90, no. 5. P. 054005.

157. Cunto W., Mendoza C. The Opacity Project - the Topbase Atomic Database // Rev. Mex. Astron. Astrofis.. 1992. Vol. 23.

158. Cunto W., Mendoza C., Ochsenbein F., Zeippen C. J. Topbase at the CDS // Astronomy & Astrophysics. 1993. Vol. 275. P. L5.

159. Kurucz R. L. Atlas: a Computer Program for Calculating Model Stellar Atmospheres // SAO Special Report. 1970. Vol. 309.

160. Przybilla N., Butler K. Non-LTE Line Formation for Hydrogen Revisited // Astrophysical Journal. 2004. Vol. 609. P. 1181-1191. astro-ph/0406458.

161. Melendez M., Bautista M. A., Badnell N. R. Atomic data from the IRON project. LXIV. Radiative transition rates and collision strengths for Ca II // Astronomy & Astrophysics. 2007. Vol. 469. P. 1203-1209. 0704.3807.

162. Sigut T. A. A., Pradhan A. K. Electron-impact excitation of Mg II: collision strengths and rate coefficients // Journal of Physics B Atomic Molecular Physics. 1995. Vol. 28. P. 4879-4893.

163. Mihalas D. Statistical-Equilibrium Model Atmospheres for Early-Type Stars. I. Hydrogen Continua // Astrophysical Journal. 1967. Vol. 149. P. 169.

164. Seaton M. J. The Impact Parameter Method for Electron Excitation of Optically Allowed Atomic Transitions // Proceedings of the Physical Society. 1962.

Vol. 79. P. 1105-1117.

165. McMaster W., Del Grande N., Mallett J., Hubbell J. COMPILATION OF X-RAY CROSS SECTIONS.: Tech. rep.: California Univ., Livermore. Lawrence Radiation Lab., 1969.

166. Avrett E. H., Machado M. E., Kurucz R. L. Chromospheric flare models. // The lower atmosphere of solar flares, p. 216 - 281 / Ed. by D. F. Neidig, M. E. Machado. 1986. P. 216-281.

167. Magain P. Contribution functions and the depths of formation of spectral lines // Astronomy & Astrophysics. 1986. Vol. 163. P. 135-139.

168. Mihalas D. Stellar atmospheres /2nd edition/. San Francisco: W. H. Freeman and Co, 1978.

169. Martinez Oliveros J.-C., Hudson H. S., Hurford G. J. et al. The Height of a White-light Flare and Its Hard X-Ray Sources // The Astrophysical Journal Letters. 2012. Vol. 753. P. L26. arXiv:astro-ph.SR/1206.0497.

170. Hiei E. A continuous spectrum of a white-light flare // Solar Physics. 1982. Vol. 80. P. 113-127.

171. Boyer R., Sotirovsky P., Machado M. E., Rust D. M. Analysis of a white-light flare spectrum // Solar Physics. 1985. Vol. 98. P. 255-266.

172. Fang C., Ding M. D. On the spectral characteristics and atmospheric models of two types of white-light flares. // A&AS. 1995. Vol. 110. P. 99.

173. Kowalski A. F., Hawley S. L., Wisniewski J. P. et al. Time-resolved Properties and Global Trends in dMe Flares from Simultaneous Photometry and Spectra // The Astrophysical Journal Supplement. 2013. Vol. 207. P. 15. arXiv:astro-ph.SR/1307.2099.

174. Guarcello M. G., Micela G., Sciortino S. et al. Simultaneous Kepler/K2 and XMM-Newton observations of superflares in the Pleiades // Astronomy & Astrophysics. 2019. Vol. 622. P. A210. arXiv:astro-ph.SR/1901.07263.

175. Pye J. P., Rosen S., Fyfe D., Schroder A. C. A survey of stellar X-ray flares from the XMM-Newton serendipitous source catalogue: HIPPARCOS-Tycho

cool stars // Astronomy & Astrophysics. 2015. Vol. 581. P. A28. arX-iv:astro-ph.SR/1506.05289.

176. Kriskovics L., Kovari Z., Vida K. et al. Magnetic activity of the young solar analogue V1358 Ori // arXiv e-prints. 2019. arXiv:astro-ph.SR/1905.08310.

177. Osten R. A., Godet O., Drake S. et al. The Mouse That Roared: A Superflare from the dMe Flare Star EV Lac Detected by Swift and Konus-Wind // Astro-physical Journal. 2010. Vol. 721. P. 785-801. arXiv:astro-ph.SR/1007.5300.

178. Drake J. J., Ercolano B., Swartz D. A. X-Ray-fluorescent Fe Ka Lines from Stellar Photospheres // Astrophysical Journal. 2008. Vol. 678. P. 385-393. 0710.0621.

179. Shibata K., Yokoyama T. A Hertzsprung-Russell-like Diagram for Solar/Stellar Flares and Corona: Emission Measure versus Temperature Diagram // Astro-physical Journal. 2002. Vol. 577. P. 422-432. astro-ph/0206016.

180. Tsuboi Y., Yamazaki K., Sugawara Y. et al. Large X-ray flares on stars detected with MAXI/GSC: A universal correlation between the duration of a flare and its X-ray luminosity // Publications of the Astronomical Society of Japan. 2016. Vol. 68. P. 90. arXiv:astro-ph.HE/1609.01925.

181. Schrijver C. J., Lemen J. R., Mewe R. Coronal activity in F-, G-, and K-type stars. IV - Evidence for expanding loop geometries in stellar coronae // Astro-physical Journal. 1989. Vol. 341. P. 484-492.

182. Scelsi L., Maggio A., Peres G., Pallavicini R. Coronal properties of G-type stars in different evolutionary phases // Astronomy & Astrophysics. 2005. Vol. 432. P. 671-685. astro-ph/0501631.

183. Testa P., Peres G., Reale F. Emission Measure Distribution in Loops Impulsively Heated at the Footpoints // Astrophysical Journal. 2005. Vol. 622. P. 695-703. astro-ph/0412482.

184. Mullan D. J., Mathioudakis M., Bloomfield D. S., Christian D. J. A Comparative Study of Flaring Loops in Active Stars // The Astrophysical Journal Supplement. 2006. Vol. 164. P. 173-201.

185. Maehara H., Shibayama T., Notsu Y. et al. Statistical properties of superflares on solar-type stars based on 1-min cadence data // Earth, Planets, and Space. 2015. Vol. 67. P. 59. arXiv:astro-ph.SR/1504.00074.

186. Livshits I. M., Livshits M. A. Origin of Prolonged X-Ray Flares on Active Late-Type Stars // Astronomy Reports. 2002. Vol. 46. P. 327-338.

187. Landini M., Monsignori Fossi B. C., Pallavicini R., Piro L. EXOSAT detection of an X-ray flare from the solar type star Pi-prime UMa // Astronomy & Astrophysics. 1986. Vol. 157. P. 217-222.

188. Jejcic S., Schwartz P., Heinzel P. et al. Statistical analysis of UV spectra of a quiescent prominence observed by IRIS // Astronomy & Astrophysics. 2018. Vol. 618. P. A88. arXiv:astro-ph.SR/1807.05767.

189. Berger T. A., Huber D., Gaidos E., van Saders J. L. Revised Radii of Kepler Stars and Planets Using Gaia Data Release 2 // Astrophysical Journal. 2018. Vol. 866. P. 99. arXiv:astro-ph.EP/1805.00231.

190. Press W. H., Teukolsky S. A., Vetterling W. T., Flannery B. P. Numerical Recipes 3rd Edition: The Art of Scientific Computing. Third edition edition. Cambridge University Press, 2007. SIGNATUR = 2007-25048 und 2007-25048CDR.

124

Приложение А Метод бутстрэпа

Пусть для некоторого множества переменных имеется набор из п измерений (или наблюдений). Например, в нашем случае для переменных lgLx/bboi, lg R, lg P имеется 824 наблюдения. Требуется по наблюдениям найти функциональную зависимость между этими переменными, в нашем случае lg Lx/Lboi = f (lg R, lg P). Эта зависимость характеризуется несколькими параметрами (к, а, ¡3, с, d, х0). Из-за погрешностей измерений или наблюдений эти параметры определяются также с некоторой погрешностью. Бутстрэп (англ. bootstrap) — один из методов определения этой погрешности (см., например, [190]). Он привлекателен прежде всего благодаря своей простоте и заключается в следующем. Назовем набор имеющихся у нас наблюдений исходным набором. Составим из него модельный набор по следующему правилу. В качестве первого наблюдения в модельном наборе выберем случайным образом одно из наблюдений из исходного набора. Точно так же выберем из исходного набора еще одно наблюдение и тоже добавим в модельный набор (как видно, с вероятностью 1/п это будет одно и то же наблюдение, поскольку каждое наблюдение после выбора "возвращается" в исходный набор). Повторяя эту процедуру, составим модельный набор из п наблюдений, причем, очевидно, в нем наверняка будут отсутствовать некоторые наблюдения из исходного набора, а некоторые будут продублированы, возможно, неоднократно. Понятно, что чем больше составить модельных наборов, тем лучше. В нашей задаче мы составили 1000 наборов. Выражаясь терминами комбинаторики, модельные наборы суть не что иное, как сочетания из п по п с повторениями. Полное их число Cvn = (2п — 1)!/п!(п — 1)! колоссально, поэтому все модельные наборы наверняка разные. Далее для каждого модельного набора наблюдений обычным образом находятся искомые параметры, после чего для каждого из параметров можно построить распределение и

J к J и. Л л Ь Л

к 1 иП к г к J Ь, i к

1 л л 1т— 1 к и

1 л Ли, 1 к, Г 1пттт-_ Г Ъ, ггГ Ни 1,

а (3 с с1 х о

Рис. А.1. Распределение параметров зависимости ^ Ьх/ЬьоК^ Я, ^ Р), полученное из расчетов

по модельным наборам данных.

найти среднеквадратичное отклонение. На рисунке А.1 показаны полученные нами распределения всех параметров для полной выборки из 824 звезд и для выборок 0-, К- и М-звезд. Мы приводим этот рисунок для иллюстрации, шкалы абсцисс и ординат на нем неодинаковы. Однако по форме распределений видно, что не всегда они нормальны, это особенно заметно для М-звезд. Но для характеристики неточности определения параметров мы все же используем обычное среднеквадратичное отклонение.

126

Приложение Б

Уравнение лучистого равновесия с приближённым лямбда-оператором

Покажем, как формализм, развитый в КЫ92 для уравнений статистического равновесия, может быть применён к уравнению лучистого равновесия, так что оно становится линейным по населённостям атомных уровней. Используя выражения для коэффициентов поглощения и излучения из ЯЫ92, можно записать уравнение лучистого равновесия следующим образом:

4к

(ХиЪ - = 4к

йи + ^ = 0, (Б.1)

Ущ - гц VII' ).]У - ^ п1 и11' _1у I' 1У I'

где Г включает в себя свободно-свободные процессы, излучение и поглощение Ы- и нагрев МР излучением. Средняя интенсивность выражается как

Л = А- КЙ + , (Б.2)

где символ ^ означает, что величина берётся с предыдущей итерации ("ста-рое"значение), а Ф* — аналог приближённого лямбда-оператора. Подставим это выражение для интенсивности в уравнение (Б.1):

VI'I - ГЦVII) 4 - Ф* ^ ^ п\nUmm' + _/у/' \ тУт'

Пт^тт' I - ^ ЩЩ' тУт' / 1у1'

АУ + ^ = 0. (Б.3)

Как и в случае уравнений статистического равновесия, мы получили нелинейность из-за "критической"суммы птитт>. По аналогии с логикой ЯЫ92,

заменим "новые"населённости "старыми"следующим образом:

ni'Vi'i - niVw)4 - ni'Vi'i - niVw)Ф* ^ п]титт/+

т т

vw Е

^т Umm'

- Е Щ Uii

W т>~т' W

du + F = 0. (Б.4)

Теперь, используя предобусловливание в пределах одного и того же перехода (preconditioning within the same transition) и учитывая, что суммирования производятся по упорядоченным парам (т > т'), мы можем положить т = l,m' = I', т.е.

Ys^vVi'i - щVw)Ji - Ys^vVi'i - n\Uw+

L i>i ' i>i'

+ 'i - ^Yn )ф*ni Uu' - E ni uii'

dv + F = 0. (Б.5)

Видно, что подчёркнутые члены сокращаются и остаётся конечное уравнение:

Vi'i - niУц')Jl - Е ni'Vl'1 n\Uii'+

Li>i' i>i'

+ E n\'Vi'1niUlv - E niUu'

dv + F = 0. (Б.6)

128

Приложение В Каталог жёстких рентгеновских вспышек

В Дополнении к Каталогу, которое опубликовано в электронном дополнении к статье [83], но не приводится в диссертации, на рисунках для каждого из 60 событий приводится суммарная скорость счета HEND по всем спектральным каналам внешнего сцинтиллятора в импульсах (отсчётах) в секунду в точке нахождения Марс Одиссей. Вычитание фона не производилось. Для нескольких самых мощных событий приведены профили гамма-излучения, т.е. сумма по всем каналам внутреннего сцинтиллятора, также без вычета фона. Подписи к изображениям означают следующее: дата, время начала события по GOES, рентгеновский балл по GOES, полная длительность по GOES (минуты), время роста по GOES (минуты), координаты активной области, где произошла вспышка, номер активной области и если есть индекс "i", значит, приведён временной профиль внутреннего сцинтиллятора. В качестве примера ниже, в разделе 2.5, приведён рисунок для события 14 июля 2005 г. 10:33 (рис. 2.6). В дополнение к временным профилям приводятся спектры изучаемых событий со степенной аппроксимацией в области энергий фотонов свыше 100 кэВ. По оси ординат отложены потоки у Земли в единицах фотон/см2/с/кэВ, по оси абсцисс — энергия фотонов в кэВ. Заметим, что для слабых мягких событий, отмеченных в таблице В.1 звёздочками, потоки ЖР не позволяли провести аппроксимацию с достаточной точностью (см. обсуждение и рис. 2.8). Кроме того, при пользовании каталогом необходимо учитывать, что во время некоторых событий прибор HEND находился в тени конструкции КА, что неизбежно снижает надёжность измерения спектра вспышки. Результаты наблюдений обобщены в сводной таблице В.1. Приведём описание всех её столбцов.

1. Порядковый номер события. Звёздочка рядом с номером означает, что потоки ЖР малы, чтобы определить параметры спектра с достаточной точно-

стью.

2. Дата.

3. Время UT максимума всплеска в канале 4 (100-130 кэВ), приведённое к расстоянию от Солнца до Земли, т.е. время события для земного наблюдателя.

4. Время в секундах, за которое электромагнитное излучение проходит разность расстояний от Солнца до Марса и от Солнца до Земли. Оно вычислялось с помощью пакета SPICE [97].

5. Рентгеновский балл GOES.

6. Номер активной области. Заметим, что для двух событий отсутствует балл GOES, но известен номер активной области. Данные вспышки произошли на обратной для землян стороне Солнца, но близко к лимбу. Они отнесены к той (вскоре взошедшей) активной области, в которой в это время произошли CME и радиовсплески, ассоциированные с этой группой.

7. Поток в канале 3 (87-108 кэВ) и погрешность этого потока. Имеется в виду поток в тот момент, на который рассчитывался спектр излучения вспышки. Приводится значение потока у Земли.

8. 9. Параметры степенной функции I(100)(E"/100)-7, аппроксимирующей спектр излучения, где энергия фотонов Е измеряется в кэВ, а I(100) есть оценка плотности потока фотонов с энергией 100 кэВ.

10. Длительность всплеска в канале 3. За начало вспышки мы принимали момент, когда поток впервые превышал порог 2а над уровнем фона. За конец вспышки принимался последний такой момент. Поскольку нами использованы данные с разрешением 20 с, то и длительности мы могли определять с такой точностью.

11. Полное число отсчётов в канале 3. Под этой величиной понимается полное число отсчётов, сделанных в канале 3 за время вспышки (флюенс). Эта величина вычислялась как интеграл под кривой скорости счёта детектора в канале 3 (без домножения на дискриминатор), умноженный на 20, так как сами данные представляют собой скорости счёта, усреднённые по 20-секундному

интервалу. Суммы отсчётов также пересчитаны к расстоянию до Земли (т. е. домножены на (rM/rE)2, где rM — расстояние от Солнца до Марса, rE — от Солнца до Земли).

12. Имело ли место затенение детектора конструкцией КА. "0" означает, что из начала системы координат, связанной с прибором HEND, солнечный диск виден. "1" означает, что солнечный диск скрыт конструкцией КА и измерения, особенно в мягкой области спектра, могут быть искажены. Информация о затенении прибора HEND от Солнца конструкциями КА была получена посредством использования данных системы SPICE в специально разработанной упрощённой модели КА.

Таблица В.1. Сводная. В столбцах приводятся следующие данные: порядковый номер события (звёздочка рядом с номером означает, что потоки ЖР малы, чтобы определить параметры спектра с достаточной точностью); дата; время UT максимума всплеска в канале 4 (108-132 кэВ) для земного наблюдателя; время в секундах, за которое электромагнитное излучение проходит разность расстояний от Солнца до Марса и от Солнца до Земли; рентгеновский балл GOES; номер активной области; поток в канале 3 (87-108 кэВ); параметры степенной функции /(100)(£'/100)_7, аппроксимирующей спектр излучения; длительность всплеска в канале 3; полное число отсчётов в канале 3; имело ли место затенение прибора конструкцией К А.

№ Дата Время St, с Балл GOES NOAA F3, х10~2 F = /(100)(Е'/100)~7 At, с Е(ЕЗ) и

7(100), 10"2 7

12.05.2001 23:35:43 31.2 мз.о 9455 1.07 ± 1.28 1.21±0.93 2.08±1.63 140 470.8 0

2 20.05.2001 06:02:24 39.6 Мб.5 9455 18.29 ± 2.80 17.18±1.87 3.32±0.20 140 2863.5 0

*3 04.06.2001 08:08:01 58.4 М2.5 9488 2.63 ± 1.59 2.21±1.08 3.52±1.30 40 183.9 0

4 05.06.2001 04:46:08 59.5 М2.5 9488 7.53 ± 2.04 6.77±1.37 3.35±0.44 140 1882.9 0

5 19.07.2001 09:57:39 116.5 Ml.9 9537 7.63 ± 1.97 6.38±1.11 2.70±0.26 120 1017.8 0

6 25.08.2001 16:30:48 157.5 М5.4 9591 256.38 ± 15.20 327.73±11.98 2.56±0.05 280 48570.7 0

7 30.08.2001 20:35:35 162.2 МЗ.О 9601 31.26 ± 5.14 32.89±3.47 3.65±0.21 40 2106.6 0

8 16.07.2002 15:50:48 313.5 - - 78.52 ± 6.19 84.81±4.72 3.09±0.10 1100 32614.0 0

9 14.10.2002 14:26:30 332.3 - - 26.94 ± 3.57 30.09±2.49 2.48±0.12 300 9044.6 1

10 25.10.2002 09:37:31 332.3 - - 105.17 ± 7.46 122.61±5.72 2.83±0.07 1200 72928.7 0

11 26.10.2002 07:06:16 332.3 - - 36.51 ± 4.02 43.29±2.93 2.40±0.10 1180 25729.4 1

12 27.10.2002 22:53:01 332.2 - - 284.74 ± 15.92 337.70±11.37 2.31±0.04 1060 176017.7 0

№ Дата Время с Балл СОЕБ ШАА РЗ, хЮ"2 Р = 1(Ш)(Е А/;, с Е(ЕЗ) и

7(100), 10"2 7

13 27.05.2003 23:05:18 212.7 Х1.3 10365 37.09 ± 4.84 40.43±3.54 3.11±0.16 460 16170.4 0

14 28.05.2003 00:26:20 212.7 Х3.6 10365 90.33 ± 7.32 108.34±5.89 3.10±0.10 680 80096.9 0

15 29.05.2003 01:04:24 212.0 XI.2 10365 36.58 ± 4.87 38.22±3.67 2.94±0.20 440 10184.4 0

16 31.05.2003 02:22:33 210.7 М9.3 10365 123.59 ± 9.60 141.45±7.56 3.06±0.09 580 36119.0 0

17 17.06.2003 22:53:33 200.6 Мб.8 10386 48.99 ± 5.32 55.52±3.83 2.59±0.11 480 18640.0 0

18 21.10.2003 03:44:00 201.7 - 10486 23.15 ± 4.13 23.57±3.09 3.49±0.32 420 6852.6 0

19 21.10.2003 18:44:53 202.1 - 10486 22.06 ± 2.96 21.65±2.44 4.55±0.53 220 11785.0 0

20 22.10.2003 03:30:01 202.2 М3.7 10484 14.23 ± 3.92 14.34±2.78 2.62±0.40 60 559.3 0

21 23.10.2003 08:25:19 202.8 Х5.4 10486 95.08 ± 6.90 104.99±5.45 3.25±0.10 480 35415.6 0

22 24.10.2003 02:48:36 203.2 М7.6 10486 32.57 ± 5.01 34.77±3.72 3.01±0.21 900 24151.3 0

23 25.10.2003 10:29:30 203.9 М1.5 10484 24.19 ± 4.48 24.67±3.17 3.15±0.27 140 2126.1 0

24 26.10.2003 06:14:26 204.3 XI.2 10486 29.28 ± 4.72 29.73±3.59 3.32±0.30 520 8755.2 0

25 26.10.2003 07:23:15 204.3 - - 35.97 ± 3.86 36.98±3.31 4.32±0.40 160 12207.5 1

26 26.10.2003 07:29:50 204.3 XI.2 10486 16.70 ± 2.64 19.67±2.01 2.51±0.18 1140 39978.6 1

27 28.10.2003 11:03:34 205.5 Х17.2 10486 359.42 ± 19.38 462.05±15.75 2.68±0.04 1600 686182.9 0

28 17.11.2003 09:01:44 216.8 М4.2 10501 34.34 ± 3.77 33.57±2.81 3.35±0.20 200 4858.0 0

№ Дата Время 81, с Балл ШАА со" Р = 1(Ш)(Е с Е(ЕЗ) и

СОЕБ хЮ"2 7(100), 10"2 7

29 06.01.2004 06:22:29 248.4 М5.8 10537 31.49 ± 3.61 35.19±2.73 2.86±0.14 160 4915.4 0

30 07.01.2004 03:56:29 249.0 М4.5 10537 24.31 ± 3.14 27.16±2.43 2.85±0.18 320 9253.0 0

31 07.01.2004 10:22:35 249.1 М8.3 10537 15.84 ± 3.00 16.48±2.31 3.17±0.34 380 5444.4 0

32 04.09.2004 05:44:21 326.4 - - 143.81 ± 10.21 161.80±8.15 3.21±0.09 220 20324.2 0

33 25.11.2004 15:41:45 310.5 - - 23.53 ± 4.57 27.57±3.10 2.10±0.16 60 1583.0 0

34 13.05.2005 16:41:58 199.5 М8.0 10759 11.48 ± 3.04 11.17±1.95 2.89±0.32 560 13409.8 0

35 14.07.2005 07:22:55 182.1 М9.1 10786 200.09 ± 14.66 224.60±11.62 3.26±0.10 120 13964.9 0

36 14.07.2005 10:33:49 182.1 XI.2 10786 40.44 ± 4.09 44.58±3.10 2.93±0.13 2300 66856.8 0

37 12.02.2010 11:25:58 333.4 М8.3 11046 27.09 ± 5.08 33.14±3.94 2.66±0.22 60 1156.9 0

38 13.02.2010 12:43:18 333.5 С9.6 11048 2.86 ± 1.79 4.09±1.19 1.67±0.42 40 145.4 0

39 03.11.2010 12:13:53 242.3 С4.9 11121 2.75 ± 1.72 2.80±1.13 2.00±0.74 80 579.7 1

40 09.08.2011 08:01:42 248.7 Х6.9 11263 40.02 ± 5.46 40.09±3.89 3.12±0.20 280 7735.9 0

41 07.03.2012 00:17:58 335.1 Х5.4 11429 116.16 ± 7.96 136.55±6.47 2.99±0.08 1840 111564.9 0

42 03.06.2012 17:52:56 297.1 мз.з 11496 13.34 ± 2.53 14.90±1.81 2.48±0.22 100 2593.2 0

43 17.08.2012 08:32:33 254.2 С4.7 - 16.49 ± 4.15 15.28±3.11 3.17±0.65 60 880.4 0

44 18.08.2012 03:21:47 253.7 М1.8 11548 7.24 ± 2.01 7.36±1.48 2.83±0.45 120 1259.7 1

№ Дата Время с Балл СОЕБ ШАА РЗ, хЮ"2 Р = 1{Ш){Е А/;, с Е(ЕЗ) и

7(100), 10"2 7

45 20.09.2012 14:55:21 236.1 - - 56.03 ± 5.75 74.31±4.08 1.94±0.06 420 16455.4 1

46 22.09.2012 02:58:53 235.4 - - 30.05 ± 3.65 32.86±2.70 2.91±0.15 160 6078.4 1

47 23.10.2012 03:15:59 221.3 XI.8 11598 7.66 ± 2.63 9.03±1.69 1.86±0.24 100 675.2 1

48 28.10.2013 01:59:44 324.6 Х1.0 11875 20.98 ± 16.55 26.12±5.89 2.98±0.39 0 528.7 0

49 28.10.2013 04:37:56 324.7 М5.1 11875 6.15 ± 2.18 5.37±1.40 1.99±0.52 100 971.1 0

50 28.10.2013 20:54:35 325.0 М1.5 11875 15.51 ± 2.69 15.14±2.01 3.37±0.35 160 1694.8 0

51 19.11.2013 10:21:37 333.3 Х1.0 11893 54.53 ± 4.96 62.29±4.00 2.96±0.13 280 12542.2 0

52 25.02.2014 00:45:06 330.5 Х4.9 11990 11.03 ± 2.59 13.84±2.06 2.70±0.29 620 9422.0 0

53 10.06.2014 11:40:03 268.7 Х2.2 12087 75.46 ± 6.21 92.19±4.71 2.58±0.07 140 10070.1 0

54 10.06.2014 12:47:33 268.6 XI.5 12087 45.73 ± 4.73 52.61±3.68 2.85±0.13 720 22756.5 0

55 11.06.2014 09:04:40 268.1 Х1.0 12087 32.63 ± 4.54 32.59±3.09 2.77±0.17 140 3740.6 0

56 22.10.2014 01:39:17 201.8 М8.7 12192 3.65 ± 1.77 3.67±1.26 2.35±0.73 100 590.0 1

57 22.10.2014 01:58:16 201.8 - - 4.29 ± 1.68 6.33±1.07 1.64±0.18 60 459.6 1

58 22.10.2014 14:06:00 201.7 Х1.6 12192 46.07 ± 4.58 47.02±3.47 3.77±0.18 240 11471.3 0

59 05.05.2015 22:08:19 246.0 Х2.7 12339 67.35 ± 9.09 77.33±6.30 2.50±0.10 80 6430.9 0

60 04.11.2015 03:23:56 335.7 М1.9 12445 15.91 ± 2.72 16.69±1.98 2.68±0.23 140 2228.7 0