Наблюдение гелиосейсмически активной солнечной вспышки с малым потоком жесткого рентгеновского излучения до 50 кэВ

Обложка

Цитировать

Полный текст

Открытый доступ Открытый доступ
Доступ закрыт Доступ предоставлен
Доступ закрыт Только для подписчиков

Аннотация

Рассматривается солнечная вспышка класса М1.1, произошедшая 5 июля 2012 г. в 06:49 UT. Событие уникально тем фактом, что в нем было обнаружено гелиосейсмическое возмущение, несмотря на малый поток жесткого рентгеновского излучения в диапазоне 25–50 кэВ и очень мягкий спектр по данным RHESSI. Как правило, большинство известных солнцетрясений детектировалось в солнечных вспышках с большими потоками жесткого рентгеновского излучения на высоких энергиях (как минимум до 100–300 кэВ). Рассматриваемое событие противоречит популярной гипотезе о генерации солнцетрясений пучками ускоренных электронов высоких энергий. Анализ доступных рентгеновских спектров по данным RHESSI показывает, что их можно объяснить двумя способами. Рентгеновский спектр в диапазоне 25–50 кэВ объясняется степенным распределением ускоренных электронов с индексом 7–9, либо наличием сверхгорячей плазмы с температурой T ~ 30–60 МК. В том и другом случае мы имеем дело с электронами относительно низких энергий, которые либо являлись причиной генерации солнцетрясения, либо их следует рассматривать как вторичное (сопутствующее) явление по отношению к истинной причине фотосферного возмущения. Впервые для гелиосейсмически активной солнечной вспышки приводятся результаты совместного анализа рентгеновских и микроволновых спектров. Анализ показывает, что спектры в обоих диапазонах, могут хорошо объясняться излучением сверхгорячей замагниченной плазмы, а не ускоренными электронами с мягким спектром. Но также возможно объяснение спектров при рассмотрении ускоренных электронов, частично захваченных в магнитную ловушку. Получены оценки параметров тепловой плазмы, ускоренных электронов, потоков энергий различных видов. Проведен анализ динамики ультрафиолетовых и рентгеновских источников излучения. Также приводится анализ структуры магнитного поля по векторным магнитограммам и нелинейной бессиловой экстраполяции коронального магнитного поля. Обсуждаются механизмы генерации гелиосейсмического возмущения во время данной солнечной вспышки. Вероятно, эруптивный процесс мог быть как первичной, так и вторичной причиной солнцетрясения. Появление сверхгорячей плазмы в короне могло привести к формированию распространяющихся тепловых фронтов в нижние слои солнечной атмосферы, где возбуждаются гелиосейсмические волны. Анализ не позволяет исключать и возможность генерации солнцетрясения ускоренными электронами с мягким спектром.

Полный текст

Доступ закрыт

Об авторах

И. Н. Шарыкин

Институт космических исследований РАН

Автор, ответственный за переписку.
Email: ivan.sharykin@phystech.edu
Россия, Москва

И. В. Зимовец

Институт космических исследований РАН

Email: ivan.sharykin@phystech.edu
Россия, Москва

А. Г. Косовичев

Технологический институт Нью-Джерси

Email: ivan.sharykin@phystech.edu
США, Ньюарк

И. И. Мышьяков

Институт солнечно-земной физики СО РАН

Email: ivan.sharykin@phystech.edu
Россия, Иркутск

Список литературы

  1. Алтынцев и др. (A.T. Altyntsev, N.S. Meshalkina, A.Yu. Fedotova, and I.I. Myshyakov), The Astrophys. J. 905, 13 (2020).
  2. Альворадо-Гомез и др. (J.D. Alvarado-Gómez, J.C. Buitrago-Casas, J.C. Martínez-Oliveros, et al.), Solar Phys. 280, 335 (2012).
  3. Ашванден (Aschwanden M.J.), Physics of the Solar Corona. An Introduction with Problems and Solutions (2nd ed.), Springer, New York, Berlin, p. 892 (2005).
  4. Браун (J.C. Brown), Solar Phys. 18, 489 (1971).
  5. Буитраго-Касас и др. (J.C. Buitrago-Casas, J.C. Martínez Oliveros, C. Lindsey, et al.), Solar Phys. 290, 3151 (2015).
  6. Бурцева и др. (O. Burtseva, J.C. Martínez-Oliveros, G.J.D. Petrie, and A.A. Pevtsov), Astrophys. J. 806, 173 (2015).
  7. Ву и др. (H. Wu, Y. Dai, and M.D. Ding), Astrophys. J. Lett. 943, 7 (2023).
  8. Доминго и др. (V. Domingo, B. Fleck, and A.I. Poland), Solar Phys. 162, 1 (1995).
  9. Донеа (A. Donea), Space Sci. Rev. 158, 451 (2011).
  10. Жарков и др. (S. Zharkov, L.M. Green, S.A. Matthews, and V.V. Zharkova), Astrophys. J. Lett. 741, L. 35 (2011).
  11. Жарков и др. (S. Zharkov, L.M. Green, S.A. Matthews, and V.V. Zharkova), Solar Phys. 284, 315 (2013).
  12. Зимовец и др. (I.V. Zimovets, A.B. Nechaeva, I.N. Sharykin, and W.Q. Gan), Astrophysics 63, 408 (2020).
  13. Зимовец и др. (I.V. Zimovets, I.N. Sharykin, I.I. Myshyakov), Solar Phys. 296, Iss. 12, id. 188 (2021).
  14. Косовичев (A.G. Kosovichev and V.V. Zharkova), Helioseismology, ed. J.T. Hoeksema et al. (Paris: ESA) in ESA Special Publ. 376, 341 (1995).
  15. Косовичев (A.G. Kosovichev), Solar Phys. 238, 1 (2006).
  16. Косовичев, Секи (A.G. Kosovichev and T. Sekii), Astrophys. J. Lett. 670, L147 (2007).
  17. Косовичев, Жаркова (A. G. Kosovichev and V.V. Zharkova), Nature 393, 317 (1998).
  18. Косовичев (A.G. Kosovichev), Extraterrestrial Seismology (Ed. V. Tong & R. García, Cambridge: Cambridge Univ. Press, 306 2015).
  19. Кунду и др. (M.R. Kundu, S.M. White, K. Shibasaki, T. Sakurai, and V.V. Grechnev), Astrophys. J. 547, 1090 (2001).
  20. Лемен и др. (J.R. Lemen, A.M. Title, D.J. Akin, et al.), Solar Phys. 275, Iss. 1–2, 17 (2012).
  21. Лин и др. (R.P. Lin, B.R. Dennis, G.J. Hurford, et al.), Solar Phys. 210, 3 (2002).
  22. Мельников (V.F. Melnikov), Radiophysics and Quantum Electronics 37, 557 (1994).
  23. Нита и др. (G.N. Nita, G.D. Fleishman, A.A. Kuznetsov, et. al.), Astrophys. J. 799, 15 (2015).
  24. Ньюперт (W.M. Neupert), Astrophys. J. Lett. 153, L59 (1968).
  25. Песнелл и др. (W.D. Pesnell, B.J. Thompson, and P.C. Chamberlin), Solar Phys. 275, 3 (2012).
  26. Рассел и др. (A.J.B. Russell, M.K. Mooney, J.E. Leake, and H.S. Hudson), Astrophys. J. 831, 42 (2016).
  27. Руденко, Мышьяков (G.V. Rudenko and I.I. Myshyakov), Solar Phys. 257, 287 (2009).
  28. Садыков и др. (V.M. Sadykov, J.T. Stefan, A.G. Kosovichev, et al.), Astrophys. J. 960, 16 (2024).
  29. Смит, Лилликвист (D.F. Smith and C.G. Lilliequist), Astrophys. J. 232, 582 (1979).
  30. Стефан, Косовичев (J.T. Stefan and A.G. Kosovichev), Astrophys. J. 895, 15 (2020).
  31. Фишер и др. (G.H. Fisher, D.J. Bercik, B.T. Welsch, and H.S. Hudson), Solar Phys. 277, 59 (2012).
  32. Флейшман, Кузнецов (G.D. Fleishman and A.A. Kuznetsov), Astrophys. J. 721, 1127 (2010).
  33. Флейшман и др. (G.D. Fleishman, M.A. Loukitcheva, V.Yu. Kopnina, et. al.), Astrophys. J. 867, 11 (2018).
  34. Хадсон и др. (H.S. Hudson, G.H. Fisher, and B.T. Welsch), ASP Conf. Ser. 383, Subsurface and Atmospheric Influences on Solar Activity (Ed. R. Howeet al., San Francisco, CA: ASP, 221 2008).
  35. Холман (Holman G.D.), Astrophys. J. 586, 606 (2003).
  36. Шарыкин и др. (I.N. Sharykin, A.G. Kosovichev, and I.V. Zimovets), Astrophys. J. 807, 102 (2015а).
  37. Шарыкин, Косовичев (I.N. Sharykin and A.G. Kosovichev), Astrophys. J. 808, 72 (2015).
  38. Шарыкин, Косовичев (I.N. Sharykin and A.G. Kosovichev), Atrophys. J. 895, 14 (2020).
  39. Шарыкин и др. (I.N. Sharykin, A.A. Kuznetsov, and I.I. Myshyakov), Solar Phys. 293, 17 (2018).
  40. Шарыкин и др. (I.N. Sharykin, A.G. Kosovichev, V.M. Sadykov, I.V. Zimovets, and I.I. Myshyakov), Astrophys. J. 843, 67 (2017).
  41. Шеррер и др. (P.H. Scherrer, R.S. Bogart, R.I. Bush, et al.), Solar Phys. 162, 129 (1995).
  42. Шеррер и др. (P.H. Scherrer, J. Schou, R.I. Bush, et al.), Solar Phys. 275, Iss. 1–2, 207 (2012).

Дополнительные файлы

Доп. файлы
Действие
1. JATS XML
Скачать
2. Рис. 1. Темпы счета по данным рентгеновского телескопа RHESSI в трех энергетических диапазонах показаны на панели (а). Красными контурами на (b) показаны возмущения скорости по лучу зрения на допплерограммах HMI, а черная линия – это НЛ. Черно-белая подложка на (b1) и (b2) соответствует картам вертикального и горизонтального магнитного поля, полученным из векторных магнитограмм HMI. Временной профиль динамики полной акустической мощности солнцетрясения (полученной с помощью метода гелиосейсмической голографии) показан черной гистограммой на панели (с). Черная линия на (с) показывает ноль, а штриховые – уровни 1 и 3 сигма. Cиним цветом показан поток рентгеновского излучения 1–8 Å по данным GOES, а производная обозначена красным цветом. Карта пространственного распределения акустической мощности приведена на (d), где штрих-пунктир ограничивает область, в которой мы считали акустическую энергию, показанную на (с). Белые контуры указывают возмущения допплеровской скорости. Желтые прямые линии ограничивают сектор усреднения для построения диаграмм время–расстояние (f–e), демонстрирующих распространение волн солнцетрясений. Желтый штрихпунктир (e) указывает теоретическую кривую распространения гелиосейсмической волны в рамках геометрической оптики. На (f) и (е) показаны абсолютно одинаковые диаграммы.

Скачать (973KB)
Метаданные
3. Рис. 2. Сравнение ЭУФ карт AIA 304 Å (а) и 131 Å (b)–(f) с рентгеновскими картами по данным RHESSI в разных диапазонах энергий (указаны соответствующим текстом на панелях): 6–12 (a)–(f), 12–25 (a)–(f) и 25–50 кэВ (a)–(c). Карты показывают пять разных моментов времени. Для панелей (a) и (b) показаны изображения для одного интервала времени.

Скачать (984KB)
Метаданные
4. Рис. 3. Результаты аппроксимации временной последовательности рентгеновских спектров (a)–(e) в двух приближениях: 1) двухтемпературное; 2) однотемпературное и модель толстой мишени. Пример спектра, аппроксимированного в двух приближениях, показан на (f). Динамика источников мягкого рентгеновского излучения показана для двух диапазонов энергий: 6–12 (черный) и 12–25 кэВ (красный): (g) площадь источников; (h) смещение источников по гелиопроекционной координате Х (с востока на запад); (i) Х-компонента скорости источников.

Скачать (700KB)
Метаданные
5. Рис. 4. Анализ микроволнового радиоизлучения по данным NoRP и RSTN. Показаны временные профили NoRP и RSTN (a)–(с) в сравнении с данными RHESSI (d)–(e) и временной производной потока рентгеновского излучения 1–8 Å по данным GOES (красный цвет на (e)). Панели (f)–(i) показывают микроволновые спектры (точки с ошибками) для четырех моментов времени (10, 12, 17 и 20 мин на (а)–(е): синий, черный, красный и оранжевый). Модельные спектры однородных источников показаны сплошными или штриховыми линиями. Параметры источников подписаны непосредственно на панелях.

Скачать (920KB)
Метаданные
6. Рис. 5. На панели (а) поверх ЭУФ изображения AIA в канале 131 Å наложены два столбца пикселей (срез изображения), для которых построены диаграммы время–расстояние на панелях (b)–(d): срез 1 на (b) и (d) и срез 2 на (c). Диаграммы под цифрой 1 соответствуют временной последовательности обычных ЭУФ-изображений, а цифра 2 указывает на последовательность бегущих разностей изображений для каналов 131 (b)–(c) и 94 Å (d). На панели (е) карта вертикальных электрических токов сравнивается с областями сильных фотосферных возмущений видимых на Допплерограммах (тонкие черные контуры). Толстая черная линия показывает НЛ. Результаты нелинейной бессиловой экстраполяции магнитного поля показаны на панели (f). Фоном показаны распределения вертикальной компоненты магнитного поля и НЛ (черная линия). Области фотосферного возмущения показаны пунктиром.

Скачать (1MB)
Метаданные
7. Рис. 6. На панели (a) сравниваются временной профиль жесткого рентгеновского излучения по данным RHESSI в диапазоне 25–50 кэВ с потоком микроволнового радиоизлучения по данным NoRP на частоте 9.4 ГГц. На самой панели обозначены характерные периоды времени и возможное проявление ускоренных электронов, захваченных в магнитную ловушку. На панели (b) указываются три модельные магнитные структуры (в рамках NLFFF экстраполяции), выбранные с помощью GX Simulator для анализа распределения величины магнитного поля вдоль них. То же самое вблизи и сбоку показано на панелях (d) и (e). На указанных панелях с моделями магнитных петель и на схеме (с) показаны области возможного захвата ускоренных электронов в магнитные ловушки. Распределение магнитного поля вдоль структур показано на трех нижних панелях. Там же указано значение длин структур и минимальные значения магнитного поля вдоль них.

Скачать (827KB)
Метаданные

© Российская академия наук, 2024