Солнечные вспышки с различной эффективностью ускорения частиц и их стохастическая модель тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Осокин, Алексей Рудольфович

• Осокин, Алексей Рудольфович
• кандидат физико-математических наук
• 2007

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Осокин, Алексей Рудольфович

Введение.

Глава I. Некоторые результаты изучения рентгеновских вспышек на

Солнце.

1.1. Статистическое распределение числа вспышек по их длительностям для различных интервалов мощностей явлений.

1.2. Мощность жесткого рентгеновского всплеска и последующее развитие двуленточной вспышки.

1.3.Указания на необходимость использования стохастических моделей, которые следуют из результатов изучения рентгеновского излучения вспышек (баланс энергии в корональных петлях и уточнение классификации вспышек, возможная пространственная структура вспышечного рентгеновского источника).

1.4. Выводы главы!.

Глава II. Источники эффективного ускорения частиц в солнечных вспышках.

11.1. Некоторые результаты изучения возрастаний потоков ускоренных протонов.

11.2. Существование наиболее часто встречающегося спектра протонных возрастаний.

11.3. Дополнительное ускорение протонов небольших энергий в постэруптивных явлениях.

11.4. Выводы главы II.

Глава III. Стохастическая модель возникновения солнечных вспышек.

III. 1. Степенное распределение числа вспышек по энергиям.

111.2. Представления о развитии лавинных моделей.

111.3. Алгоритм расчетов для динамической системы в критическом состоянии.

III.4 Построение модели для биполярной области.

III.5. Выводы главы III.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Солнечные вспышки с различной эффективностью ускорения частиц и их стохастическая модель»

Получение в последнее время, в основном, с космических аппаратов, больших рядов однородных данных о вспышках и определенный прогресс в их теоретическом осмыслении позволяют придти к более определенным представлениям о нестационарных процессах на Солнце. В последнее время на активных звездах поздних спектральных классов активно изучаются вспышечные явления большой мощности, так что сейчас появился единый ряд вспышечных явлений с полной энергией, различающейся на 10 порядков величины.

Несмотря на многолетнее изучение, процесс возникновения солнечной вспышки остается во многом загадкой для исследователей. Одновременно с большим прогрессом в исследовании вторичных (в частности, постэруптивных) процессов во вспышечной атмосфере, ответы на некоторые кардинальные вопросы остаются неизвестными. Необходимо понимание того, что стоит за собственно процессом вспышки.

В то же время понимание вспышечных явлений очень важно как с точки зрения изучения физических процессов в больших масштабах областей, занимаемых замагниченной плазмой, так и с точки зрения влияния потоков плазмы и ускорения частиц на Солнце на нашу технологичную цивилизацию. Мы полагаем, что использование представлений о нелинейных процессах, вообще говоря, дает возможность интерпретировать современные наблюдения вспышек различной мощности и длительнее™.

Большая солнечная вспышка - это несколько импульсных эпизодов, выброс материи (СМЕ, эрупция волокна или серж) и развитие системы постэруптивных петель различных масштабов (в т.ч. гигантских). Сопоставление данных о мягком и жестком рентгеновском излучении показало, что достаточно мощные импульсы, как правило, сопровождаются последующим формированием системы корональных петель. Большие вспышки, как правило, сопровождаются ускорением частиц до очень больших энергий. Как обеспечить столь большую эффективность этого процесса остается неизвестным.

Возникновение эруптивных процессов, проблемы, связанные с прогнозом солнечных вспышек, возможно, должны изучаться в рамках вероятностного подхода к возникновению основного энерговыделения. В работе кроме традиционных методов изучения таких сложных явлений как солнечные вспышки предложено использовать подход, основанный на стохастическом описании сложных динамических систем.

Актуальность

Солнце - ближайшая к нам звезда, находящаяся в центре нашей планетной системы. Электромагнитное излучение и потоки частиц оказывают большое влияние на процессы в магнитосфере и ионосфере Земли. Это влияние сильно возрастает при развитии на Солнце мощных нестационарных явлений. Они могут проявляться в виде выброса больших масс корональной плазмы, образования на Солнце мощных источников жесткого электромагнитного излучения и ускоренных частиц. Потоки замагниченной плазмы вызывают сложный комплекс явлений в гелиосфере и в пространстве, окружающем планеты. Таким образом, понимание процессов, происходящих в солнечной атмосфере и в межпланетном пространстве, и разработка основ прогноза солнечной и геомагнитной активности являются актуальными научными проблемами. До середины 60-х годов вспышки наблюдались в оптическом и радиодиапазонах. Благодаря внеатмосферной астрономии проведены наблюдения вспышек практически во всех длинах волн электромагнитного излучения и измерены приходящие от них потоки частиц различных энергий. Эти наблюдения в последние годы проводятся с очень высоким пространственным и временным разрешением. Полученный в результате космических исследований огромный материал свидетельствует о большом многообразии динамических процессов на Солнце и, в частности, при солнечных вспышках. Физические условия в различных слоях вспышечной атмосферы изучены достаточно хорошо. Источник мягкого рентгеновского излучения представляет собой совокупность петель, заполненных плазмой с температурами от 5 до примерно 20 млн. градусов и с плотностями около Ю10 см'3. Образованию этого источника способствует один или несколько актов первичного энерговыделения, длящегося очень небольшое время. Изучение этих сложных процессов поведения плазмы в магнитных полях представляет большой интерес, дополняя соответствующие лабораторные эксперименты по удержанию плазмы в магнитных полях и термоядерные исследования.

Новые возможности численного моделирования способствовали прогрессу в интерпретации ряда явлений, наблюдаемых при вспышках. Общее представление о вспышках как процессах трансформации магнитной энергии в другие виды нашло свое подтверждение. Плодотворными также оказались работы по изучению вторичных процессов, которые следуют за актом первичного выделения энергии. В частности, это относится к изучению газодинамического отклика хромосферы активной области на процессы воздействия на нее приходящих сверху потоков тепла и ускоренных частиц. Большой прогресс был достигнут также в прямом моделировании магнитогидродинамической (МГД) задачи, показавшем, что, процесс пересоединения магнитных силовых линий действительно реализуется на Солнце по крайней мере на заключительной фазе развития вспышки.

Вспышки, особенно мощные, представляют собой очень сложный процесс, и прямое МГД-моделирование должно учитывать многочисленные факторы. Хотя сама система МГД-уравнений известна, информация о структуре магнитного поля активной области очень скудна, и во многом произвольными являются начальные и граничные условия задачи. Пока это ограничивает возможности такого численного моделирования, и не позволяет дать адекватную интерпретацию наблюдательных данных о возникновении и развитии вспышек, особенно в их импульсной фазе. Очень актуальным является поэтому привлечение новых методов, которые могут помочь в понимании природы вспышечных явлений.

Один из возможных подходов заключается в рассмотрении вспышки как сложной динамической системы. Нелинейные эффекты должны в данном случае проявляться очень сильно. При этом могут развиваться различные неустойчивости. Эволюция магнитной конфигурации активной области на Солнце может в некоторые моменты приводить систему в определенные критические состояния, после чего развитие этой ситуации может идти несколькими путями. Попадание системы в точку бифуркации означает, что даже небольшие возмущения могут очень сильно сказываться на физических условиях в рассматриваемой области. Исследования лавинообразных процессов становится сегодня актуальным направлением исследований в самых различных областях науки.

Целью диссертационной работы было, во-первых, выявление в многочисленных наблюдательных данных, относящихся к вспышкам, тех свойств, которые указывают на необходимость использования представлений о вспышке как лавинообразном процессе реализации магнитной энергии, и, во-вторых, моделирование возникновения вспышки в рамках стохастической модели.

Это включало в себя: исследование распределения вспышек по длительностям существования мощного мягкого рентгеновского излучения, связи мягких и жестких всплесков с целью выяснения физического смысла классификации вспышек; анализ ускорения частиц во всех протонных событиях, отождествленных с солнечными вспышками, для возможного выявления характеристик, общих для случаев эффективного протекания рассматриваемого процесса; построение модели солнечных вспышек как «лавины» мелкомаштабных процессов диссипации противоположно направленных магнитных полей.

Структура работы

Диссертация состоит из Введения, трех глав и Заключения, общий объем составляет 100 страниц, в том числе 17 рисунков и 81 библиографическая ссылка.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Осокин, Алексей Рудольфович

Выводы главы III.

Недостаточная точность в прогнозировании и описании солнечных событий может иметь принципиальный характер. А именно, эволюция активной области или комплекса активности может приводить к тому, что вся система будет стремиться к состоянию самоорганизованной критичности. В этом состоянии не существует выделенной частоты и, соответственно, выделенного размера вариаций параметров. Поясним смысл нахождения системы в состоянии самоорганизованной критичности, сравнив эту ситуацию с условиями образования уединенной волны - солитона. Как известно, соответствующий нелинейный процесс развивается, когда реализуется весьма точная компенсация поступления тока энергии в систему и ее оттока (т.е. диссипации) в случае благоприятных начальных и граничных условий возникновения соответствующего течения. В нашем случае соответствующий нагрев должен таким образом менять условия диссипации энергии, чтобы система довольно продолжительное время находилась в состоянии критичности с самопроизвольной подстройкой ее параметров. Обычно существует такой управляющий параметр, при достижении которого у системы появляются общие свойства. До этого в хаотической фазе любое возмущение затухает в пространстве и во времени, в то время как в упорядоченной фазе начальные параметры не могут сильно влиять на систему. Система при этом критическом значении управляющего параметра находится близ точки бифуркации своего развития, когда с определенной вероятностью малое возмущение может привести к развитию катастрофического процесса.

Нам удалось связать параметры самоорганизованно -критической системы с наблюдаемыми процессами в солнечной атмосфере - появлению и диссипации мелкомасштабных магнитных петель, пространственное выделение холмов магнитного поля, нейтральной линии. Наше моделирование активной области, в которой диссипация трубок всплывающего магнитного потока происходит лавинообразным образом, позволило не только естественным образом объяснить степенное распределение вспышек по энергиям, но и определить условия, при которых показатель распределения может изменяться - введение инерции. Также, само нахождение системы с всплывающими магнитными элементами в состоянии самоорганизованной критичности налагает условия на их размеры - лавины возникают, и их число распределяется по степенному закону, только если заряды магнитных элементов выбираются достаточно большими.

Приближенные к наблюдательным данным условия, на которых строится модель, позволили использовать возможности визуализации для наблюдения за развитием процесса лавин, приближенного к большим вспышкам. В этом случае можно делать предположения о дальнейшем развитии процессов, напрямую не связанных с собственно возникновением лавины/вспышки, что является редкостью для стохастических моделей.

В заключение надо отметить, что, учитывая стохастический характер процессов возникновения вспышек, имеются основания полагать, что знание распределения магнитных полей и поля скоростей еще не во всех случаях позволяет предсказать начало развития вспышки в определенном интервале мощностей. Недостаточная точность в прогнозировании и описании солнечных событий может иметь принципиальный характер. Иначе говоря, не существует четкой детерминированности в начале развития вспышечного события.

Заключение

Наряду с традиционными методами исследования солнечных вспышек, в диссертации используется подход, основанный на стохастическом описании сложных динамических систем. Сначала анализируются наблюдательные данные, которые обуславливают возможность использования такого подхода, а затем развивается и собственно стохастическая модель возникновения вспышек.

На защиту выносятся следующие результаты:

1 - изучение распределения числа вспышек различной мощности по' длительности существования больших потоков мягкого рентгеновского излучения, которое позволило обосновать разделение событий на основные типы и уточнить физический смысл их классификации. Вводятся основные элементы пространственной структуры источника излучения в мягком и жестком рентгеновском диапазонах и выявляются условия, при которых постэруптивная аркада может существовать достаточно долго;

2 - анализ характеристик спектров протонных событий по Каталогу, показавший, что наклоны спектров протонов, ускоряемых на Солнце, изменяются не очень сильно при переходе от одного события к другому. Оказывается, что этот эффект полностью не сглаживается даже при том, что частицы в короне и в межпланетном пространстве распространяются в различных физических условиях. Это свидетельствует о том, что эффективное ускорение частиц с энергиями в десятки и сотни МэВ происходит во взрывной фазе вспышек примерно одним и тем образом. Этот факт может рассматриваться как аргумент в пользу одинакового же пути развития динамических процессов в сложной нелинейной системе;

3 - получен вывод о том, что дополнительное ускорение мягких протонов происходит на постэруптивной фазе вспышек, и это становится заметным в некоторых событиях при слабой взрывной фазе или ее отсутствии в результате дестабилизации крупномасштабной магнитной конфигурации в короне;

4 - развита новая стохастическая модель возникновения солнечных вспышек, основанная на представлении о том, что эволюция активной области на Солнце может приводить ее в некоторые периоды времени в критические состояния, сопровождающиеся развитием лавинообразных процессов. В рамках этих моделей естественно объясняется степенное распределение частоты возникновения вспышек от их энергии. В модели, развитой для биполярной области, показано, что достаточно мощные процессы быстро распространяются вдоль нейтральной линии магнитного поля.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Осокин, Алексей Рудольфович, 2007 год

1. Г.А.Базилевская, А.И.Сладкова, В.В. Фомичев, И.М. Черток. // Астрон. журн., т. 67, с. 409,1990

2. А.В. Белов, Э. Гарсия, В.Г.Курт, Е. Мавромичалаки // Космические исследования. 2005, Т. 43. N.3 С.171

3. Боровик В.Н. и др. // Тр. Конференции стран СНГ и Балтии. 2003. 63

4. Гетлинг А.В. // кн. «Конвекция Рэлея Бенара», Эдиториал - УРСС, М. 1999

5. Гетман К.В., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 1999. Т. 76. № 9. С. 704711.

6. Гетман К.В., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 2000. Т. 77. № 4. С. 295-302

7. Голицын Г.С. // ДАН. 1996. Т.346, №4. С.536-539

8. Курочка Л.Н. // Астрон. Журнал 1987, т.62, N2, стр. 443 446

9. Курт В., Ныммик Р.А. // Космические исследования 1997,35(6), 598-609\

10. Ю.Лившиц И.М., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 2002. Т. 79. N 4. С. 364376.

11. П.Лившиц М.А., Бадалян О.Г., Белов А.В. // Астрон. журн. 2002. Т. 79. № 7. С. 597-608

12. Лившиц М.А., Осокин А.Р., Шаховская А.Н. // Изв. РАН, сер. физич., 2006,70,10,1463-1465

13. Лившиц М.А., Струминский А.Б., Белов А.В. // Астрон. вестн. 2001. Т. 35. С. 559

14. Лившиц М.А. //Изв. РАН. Сер. физич. 1999. Т. 63. № 11. С. 2168-2173.

15. М.А. Лившиц, А.Р. Осокин, А.Н. Шаховская. // Изв. РАН, сер. физич. 2006,70, №10,1463

16. М.А. Лившиц, А.В. Белов // Астрон. журн. 2004,81,732

17. М.А. Лившиц, О.Г. Бадалян // Астрон. журн. 2004, 81,1138

18. Малинецкий Г.Г., Подлазов А.В. // Прикладная нелинейная динамика, 1997,5(5), 89-106

19. Михалас Д. Звездные атмосферы// М:Мир. 1982 4.1 С. 35220.0сокин А.Р., Белов А.В., Лившиц М.А. // Астрономический вестник, 2003,37,1,61-71

20. Осокин А.Р., Лившиц М.А., Чернетский В. А. // Сборник

21. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ ПОСЛЕ СМЕНЫ ЗНАКА ПОЛЯРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА" ГАО РАН, С.-Петербург, 2003,106-11022.0сокин А.Р., Лившиц М.А., Белов А.В. // Астрономический журнал, 2007,84,7,642-654

22. Подлазов А.В., Осокин А.Р. //Математическое моделирование. 2002, .14,2,118-126

23. А.Н. Шаховская, М.А. Лившиц, И.М. Черток // Астрон. журн. 2006, 83, 1128

24. Abramenko,V.I. // Astronomicheskiy Zhurnal, 2001

25. Akabane К. //Publ.Astron.Soc Japan 1956,8, Nos. 3-4

26. Bak, P. //1996 How nature works: the science of self-organized criticality. Springer-Verlag, New York, Inc.

27. Bak P., Tang C., and Wiesenfeld K. // Phys. Rev. 1988A, 38(1), 364-374

28. A.Belov, H.Garsia, V.Kurt, H. Mavomichalaki and M. Gerontidou // Solar. Phys. 2005,229 ,135

29. Biesecker,D. //PhD.thesis,Univ.New.Hampshire, 1994,

30. Brian R. Dennis, Lin et al. // Astrophys. J. 2006

31. Bromund, McTiernan, Kane//ApJ, 1995,455, 733

32. Вгиескпег G. Е., Delaboudiniere J.-P., Howard, R. A., et. al. Geomagnetic storms caused by coronal mass ejections (CMEs)// Geophys. Res. Let. 1998, 25, 3019

33. Cliver, E. et. al. // Proc.22nd Int. Cosmic Roy. Conf., Dublin 3,1991,25

34. Crosby, N. В., Aschwanden, M. J., Dennis, B. R. // Sol. Phys. 1993, 143, 275—299

35. Chertok I.M. // J. Geophys. Res. 2004., 109, A02112

36. Dennis, B.R. // Solar Phys. 1985,100,465

37. Dennis R. A., Schwartz A.K., Tolbert B. R. // Access to BATSE Solar Flare Data for the Solar Physics Community //http://umbra.nascom.nasa.gov/BATSEe/BATSEearchive.html

38. Dougherty B.L., Zirin H., Hsu K. // Caltech preprint (Astrophys. J.) 2002. February P.l-13.

39. Fitzenreiter, R.J., Fainberg, J., and Bundy, R.B. // Solar Phys., 1976,46,465

40. Georgoulis, M. K., Vilmer, N, Crosby, N. B. // 2001, A comparison between statistical properties of solar X -ray flares and avalanche predictions in cellular automata statistical flare models A & A 367, 326—338

41. V.V. Grechnev, V. G. Kurt, I. M. Chertok et al. // Solar Physics, (в печати, 2007)

42. Van Hollebeke, M.A.I., Sung, L.S., and McDonald, F.B. // Solar Phys. 1975, 41,189

43. Hudson H. S„ Lemen J. R., St. Cyr О. C., et al. // Geophys. Res. Lett. 1998, 25 2481

44. Hudson, Peterson, and Schwartz// Astrophys.J. 1969,157, 389

45. I.M. Chertok. // 24th Internat. Cosmic Ray Conf., Rome, 1995, v. 4, pp. 7881 International Union of Pure and Applied Physics.

46. I.M. Chertok.//J. Moscow Phys. Soc., 1997, 7, 31-40

47. Drake J. F. // Solar Phys., 1971,16,15249.1sliker H., Anastasiadis A., and Vlahos L.//A.A, 1998,363,1134

48. Kahler S.W. // Ann.Rev. Astron. Astrophys. 1992,30,113

49. Kassinsky, V. V., Sotnikova, R. Т. // A.& A. Trans. 1997, Vol. 12, 313- 314

50. M.M.Katsova, M.A.Livshits, J.H.M.M.Schmitt //

51. Stellar Coronae in the Chandra and XMM-Newton Era" Eds. Fabio Favata and Jeremy Drake. ASP Conf Ser. 2002, Vol.277,515-520

52. Krasnoselskikh,V., Podladchikova O., Lefebvre В., and Vilmer N. // A&A 2002,382,699-712

53. Krucker,S., Benz, A.O. // ApJ, 1998,501, L213

54. Leprety,F., Carbone,V.,and Veltri,P. // ApJ., 2001,555, L13356.bin, R.P., at al. // Astroph,J. 1984,283,421

55. W.Liu, S.Liu, Y.W.Jiang, V.Petrisian, // RHESSI Observation of Cromospheric vaporation. Astro-ph/0603510v2, 6 June 2006

56. Lu, E. ~T., Hamilton, R. ~J., McTiernan, J. ~M., et ~al. // Ap. J. 1993,412, 841—852

57. Lu, E. Т., Hamilton, R. J. // Ap. J. 1991,380, L89--L92

58. Lu, E. T. // ApJ. 1995,447,416

59. MajumdarS.N., DharD. //J. Phys. A: Math. Gen. 1991. 24, L357-L362

60. A.H.McAllster, M.Dryer, P.Mcintosh et al. // Geophys. Jour. Res. 1996,101, N0.A6, p. 13497

61. A.R. Osokin and A.V. Podlazov // II Nuovo Cimento C, (Italy), 25, September-December, issue 2002: 221-226

62. A.R. Osokin, A.V. Podlazov, V.A. Chernetsky, M.A. Livshits // in: Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity.Eds. A.V.Stepanov, A.G.Kosovichev, E.E.Benevolenskaya. Cambridge Univ.Press. 2005, 477478

63. PaIlavichini R., Tagliaferri G., Stella L„ Stellar flares. // Astron. and Astrophys. 1990, 228,403

64. Parker,E.N. // ApJ, 1988,330,474

65. Parnell, C.E., and Jupp, P.E. // ApJ, 2000,529,554

66. D.H. Pearson et al.//Astrophys. J. 1989,336,1050

67. Andrew. V. Podlazov, Alexei R. Osokin // Astrophysics and Space Science, 2002,282:1-6

68. Reames D.V. // Space Sci. Rev. 1999,90,413

69. Rosner,R. and Viana, G.S. // Astrophys.J, 1978,222,1104

70. Schrijver, C. ~J., Title, A. ~M., van Ballegooijen, A. ~A., et~al. // Ap. J. 1997,487,424

71. Sladkova A.I., Bazilevskaya G.A., Ishkov V.A. et al. // Catalogue of Solar Proton Events 1987-1996. Moscow University Press. 1998. 246.

72. Struminsky et al. // Adv. Space Res. 2006,38,507

73. Svestka Z., Farnik F., Hudson H. S., et al. // Solar Phys. 1995,161, 331-363

74. SvestkaZ.//Solar Phys. 1987, 108,411

75. Schrijver et al. // Ap.J. 1997,487,424

76. Van Den Oord G.H.J., Zuccarello F. // Stellar Surface Structure / Eds Strassmeier K.G., Linsky J. Dordrecht: Kluwer, 1996. P. 433-447.

77. Wang,Н // SolPhys., 1992,140, 85

78. Wheatland, M.S. // ApJ., 2000,536, L109

79. Zhang Y-C. // Phys. Rev. Lett. 1989,63. 5,470-473.