Спорадическое радиоизлучение Солнца

 

При наличии в активной области особой линии магнитного поля (близко расположенных магнитных силовых линий противоположного направления) практически любое фотосферное возмущение приводит к образованию в ее окрестности слоя, в котором протекает ток достаточной интенсивности (токовый слой). В процессе эволюции токовой слой может перейти в неустойчивое состояние, что приводит к его распаду. При распаде слоя, запасенная в его магнитном поле магнитная энергия переходит в тепло, и процесс протекает по сценарию вспышки. Часть энергии переходит в кинетическую энергию плазмы, ускоренной вдоль слоя магнитным натяжением. Ускоренные в этом процессе до больших энергий электроны дают наблюдаемое радиоизлучение вспышки – всплеск.

Существует много типов солнечных всплесков. Этот вид солнечной активности охватывает весь радиодиапазон и наблюдается почти на всех уровнях атмосферы Солнца.

Рис.17.19. Типы всплесков и их основные частотно-временные характеристики.

Рис.17.20. Частотно-временные характеристики всплеска и его спектры в разные моменты времени.

Микроволновые всплески. Наблюдаются на сантиметровых волнах (  £ 10–20 см). Спектры микроволновых всплесков - самые разнообразные. Отметим только, что иногда наблюдаются узкополосные континуумы, с малой протяженностью по частоте ( ).

Микроволновые всплески делятся на два подкласса: импульсные и всплески с постепенным нарастанием и спадом. Импульсные всплески коррелируют со всплесками жесткого рентгеновского излучения (с энергией >80 кэВ). Механизм излучения – гиросинхротронный в сильных магнитных полях в области вспышки. В общем случае микроволновые всплески обладают круговой поляризацией. Обычно степень поляризации составляет от 0 до 50 %. Иногда отмечалось существование слабых компонентов с линейной поляризацией. В микроволновой области спектра (т.е. в миллиметровом, сантиметровом и в коротковолновой части дециметрового диапазона) направление поляризации соответствует необыкновенной электромагнитной волне. Влияние магнитного поля на излучение связано преимущественно с ведущим пятном в группе ("гипотеза ведущего пятна").

Интерферометрические наблюдения тонкой поляризационной структуры микроволновых всплесков позволили установить, что для элементов этой структуры характерны диаметры менее 10" (7000 км на поверхности Солнца) и степень поляризации, иногда достигающая 100%. Эти сильно поляризованные ядра окружены гало с меньшей интенсивностью и диаметром примерно от 1 до 2 '. Яркостные температуры лежат в интервале 10⁸ – 10⁹ К, что указывает на их возбуждение нетепловыми электронами.

Тонкие временные структуры длительностью порядка секунды, наложенные на временной профиль микроволновых всплесков, называются "секундными флуктуациями" и появляются с несколько различными характерными временами. Они обладают широкополосным спектром и высокими скоростями дрейфа в обоих направлениях. По данным наблюдений на радиотелескопе ССРТ излучение этих флуктуаций поляризовано обыкновенным образом, и размеры их источников лежат в пределах от нескольких секунд до десятков секунд. Большие размеры таких источников, возможно, связаны с рассеянием радиоволн в вышележащих слоях солнечной атмосферы.

 

Всплески IV типа. Всплеск IV типа определяется как длительное излучение континуума в любой области радиоспектра, сопровождающее вспышку. Поскольку это определение охватывает весь радиоспектр и природа непрерывного радиоизлучения довольно сложна, различают несколько разновидностей или отдельных компонентов всплесков IV типа. Всплески IV типа сравнительно редки и обычно сопровождают мощные вспышки. На рис. 17.21 схематично представлены различные спектральные компоненты радиовсплесков, а на рис. 17.22 идеализированная картина развития всплесков IV типа.

 

 

Рис.17.21. Схема различных спектральных компонентов солнечных радиовсплесков IV типа.

 

 

 

 

Рис. 17.22. Идеализированная схема развития всплесков IV типа.

 

Во всплесках IVm типа действует гиросинхротронный механизм радиоизлучения. Поляризация этих всплесков часто соответствует необыкновенной волне. В дециметровых всплесках IVdm типа направление круговой поляризации часто противоположно тому, которые имеют всплески IVm типа. Всплески IVdm типа возникают обычно одновременно с микроволновыми всплесками на частотах выше 250 МГц. Они генерируются в источниках малых угловых размеров (2¢–5¢), что близко к размерам источников микроволновых всплесков. Яркостная температура T_b ~ 10⁶–10⁹ K. Области генерации находятся на высотах не более над фотосферой, то есть в самых нижних слоях короны. Излучение создается, вероятнее всего, магнитотормозным излучением энергичных электронов, которые инжектируются из области вспышки в "ловушку", образованную магнитным полем биполярной группы пятен.

Излучение во всплесках IVm типа возникает благодаря либо плазменному, либо синхротронному механизму генерации радиоволн. Характеристики различных компонент всплесков IV типа очень разнообразны, что связано и с различной природой их возникновения.

 

Рис. 17.23. Предполагаемая геометрическая схема и механизмы генерации всплесков IV типа

 

Всплески V типа. Всплески V типа представляют собой диффузное широкополосное квазинепрерывное излучение продолжительностью от 0.5 до 3 мин. В ~10% случаев они наблюдаются после всплесков III типа. Возникают на метровых волнах в верхних слоях короны, где H ~ 1 Гс. Длятся в среднем от 1 до 3 минут. Всплески V типа генерируются в результате рассеяния электронного пучка, создавшего перед этим всплеск III типа. В нижних слоях короны релятивистские электроны не излучают синхротронным механизмом, так как вылетают из области вспышки вдоль нулевой линии магнитного поля; в этой области большая часть их энергии идет на возбуждение плазменных колебаний. Потоки во всплесках V типа достигают 10⁸ Ян. Но излучение V типа занимает гораздо более широкий диапазон частот, чем мгновенный узкополосный спектр III типа.

 

Тонкая структура всплесков.

Рис.17.24. Структуры с длительностью менее 1 сек в узкой полосе.

a) Солнечный радиоспектрометр (СРС, 5.2 - 7.6 ГГц), обсерватория Huairou (Китай) 

b) Поток излучения, записанный СРС, на частоте приема ССРТ (разные круговые поляризации)

c) Поток ССРТ на 5.69 ГГц

d) Поток ССРТ на 5.78 ГГц

Шумовые бури. Бури наблюдаются в основном на метровых волнах ( ~ 2–4 м), длятся несколько часов или суток. Они состоят преимущественно из двух различных частей: более или менее медленно меняющегося широкополосного континуума и наложенных на него всплесков Iтипа длительностью около одной секунды и с полосой частот порядка нескольких мегагерц. Спектр шумовой бури обычно имеет относительный максимум в интервале частот от 100 до 200 МГц. Максимальные начальные частоты составляют около 300 МГц. Но в последнее время всплески I типа наблюдаются на радиотелескопе РАТАН-600 и на 1000 МГц.

 

Рис.17.25. Шумовая буря по наблюдениям на радиогелиографе в Нансей.

 

Если считать наблюдаемую ширину спектральной линии всплеска I типа обязанной эффекту Доплера, то тепловое уширение соответствует кинетической температуре T_kin~10⁶ K, что типично для короны. Всплески I типа образуются в малых (~4¢) областях, связанных с магнитными полями пятен. Высоты источников дециметрового/метрового компонента составляют примерно от 0,1 до 1 R _Ÿ и более над фотосферой. Яркостная температура излучения T_b ~ 10⁸–10¹¹ K. Вблизи лимба излучение бывает сильно поляризовано по кругу.

Динамические спектры показывают, что распределение всплесков во время шумовых бурь не всегда бывает случайным. Иногда всплески обнаруживают тенденцию группироваться в узкополосные цепочки, состоящие из десятковили сотен всплесков I типа. Цепочки характеризуются отрицательным или положительным дрейфом частоты.

Шумовые бури длятся в среднем несколько суток; продолжительность отдельной бури составляет примерно от получаса для спорадических явлений до половины солнечного оборота и более. Направленность радиоизлучения высока и растет с увеличением длины волны.

Механизм излучения связан с плазменными волнами, которые возбуждаются потоками быстрых электронов, ускоренных ударными волнами в магнитном поле. Излучение с конверсией плазменных волн в радиоволны в магнитном поле пятна из области выше "плазменного зеркала". Есть предположение, что некоторые из всплесков могут генерироваться также и циклотронным мазерным механизмом.

 

Быстро дрейфующие всплески.

"Дрейфующие" всплески обязаны этим названием своему наиболее характерному свойству - дрейфуили сдвигу во времени определенных морфологических параметров (моментов начал, максимумов и т.п.) в зависимости от частоты. На динамическом спектре (т.е. на графике частота - время) эта особенность проявляется в виде наклонной картины всплеска. Такие всплески по скоростям дрейфа соответствуют двум основным типам: медленно и быстро дрейфующим.

 

Рис.17.26. Схематическое представление связей между различными компонентами вспышки (вверху). Касповая структура магнитного поля, которая хорошо подтверждает верхнюю схему, по наблюдениям в мягком рентгене для вспышки класса X, возникшей 7 июня 2000 г. (внизу, в центре).

 

На рис.17.26 место, отмеченное как "участок ускорения" является относительно высоким в короне, где пересоединение имеет место. Петли маркированные МW, и SXR - местоположения микроволновых источников и источников мягкого рентгена, соответственно. Справа диаграммы показано схематическое представление того, что видно в радионаблюдениях: всплески III типа, идущие вверх, RS (с обратным наклоном) всплески, идущие вниз, и DCIM (дециметровые пульсации) на более высоких частотах. Можно видеть, что область частот (от 300 МГц до 3 ГГц) - очень интересная, так как он охватывает типичный диапазон высот, соответствующих области пересоединения.

Всплески III типа, типа U и J. Наблюдаются на дециметровых, метровых и более длинных волнах. Всплески по времени изолированные, на фиксированной частоте длительность несколько секунд. Потоки излучения составляют обычно 10⁵–10⁶ Ян (в отдельных случаях до 10⁸ Ян). Излучение узкополосное. Спектр всплеска обладает дрейфом по частоте со скоростью в среднем ~10 МГц/с. Возникают во время взрывной фазы хромосферных вспышек (даже очень слабых), поэтому ежедневно регистрируется несколько таких всплесков. Часто наблюдается излучение на второй гармонике, но ее средняя частота не точно 2 ₁, а ~(1.85–2) ₁. В редких случаях наблюдается и третья гармоника. Наличие гармоник указывает на нелинейность механизма, создающего радиоизлучение. Угловые размеры источников всплесков в среднем ~3¢. На длинных волнах иногда наблюдаются два сходных всплеска подряд: второй всплеск представляет собой радиоэхо от нижележащих слоев короны (от уровня "плазменного зеркала", где для данной частоты ).

Излучение III типа возникает вследствие плазменных колебаний. В области хромосферной вспышки генерируется пучок субрелятивистских электронов ( ~ 1/3c), который, проходя через корону, возбуждает на своем пути плазменные волны на частоте, близкой к . Возбуждение плазменных волн аналогично черенковскому излучению. Электронная концентрация N падает с высотой,  также падает, поэтому спектр излучения дрейфует в сторону низких частот.

Радиоизлучение вблизи основной плазменной частоты возникает при рассеянии плазменных волн на поляризационном облаке иона (флуктуации электронной концентрации); при этом возникает поперечная электромагнитная волна. Основной процесс излучения второй гармоники - это комбинационное рассеяние двух плазменных волн, в результате чего возникает поперечная электромагнитная волна на частоте . Из-за столкновений плазменные колебания затухают довольно быстро, за характерное время ~1/ , где частота столкновений дается формулой (4.9). В условиях солнечной короны (T ~ 10⁶ K, N ~ 10⁸ см^–3) ~ 15 с^–1, то есть колебания затухнут за 1/15 секунды. После прохождения пучком элемента коронального вещества излучение быстро затухает, но к этому времени оно уже возбудится на более высоком уровне в короне, с другим значением N, на более низкой частоте .

Образующаяся на спектральная линия испытывает доплеровское уширение из-за теплового движения электронов. Из-за теплового движения электронов и частота плазменных волн несколько больше . При корональной температуре T ~ 10⁶ K средняя тепловая скорость электронов  Поэтому ширина спектральной линии для частоты всплеска f ~ 300 МГц составит около 10 МГц. Вторая гармоника будет шире, так как 1) ее частота вдвое выше, вдвое больше и доплеровское уширение; 2) у первой гармоники низкочастотная часть с  < будет поглощена в непосредственной близости от места генерации, и наблюдателя достигнет только высокочастотная половинка. Эти соображения подтверждаются наблюдениями: действительно, вторая гармоника шире первой (иногда до 4 раз), и срез спектра у первой гармоники со стороны низких частот более крутой. При наличии магнитного поля достаточной напряженности излучение на первой гармонике будет поляризовано обыкновенным образом. Это связано с тем, что для необыкновенной волны квадрат показателя преломления в этом случае может быть отрицательным.

Излучение на первой гармонике имеет высокую степень поляризации и соответствует обыкновенной волне. Излучение на второй гармонике поляризовано слабо ( 15%) и соответствует необыкновенной волне.

Иногда возникают бури III типа – серии всплесков III типа, длящиеся до нескольких дней (см. рис.17.27). При этом всплески III типа могут сопровождаться RS-всплесками, обратно-дрейфующими парами и излучением континуума.

Рис.17.27. Буря III типа. Затухание бури в 12-20 часов вызвано корональным выбросом массы.

 

Иногда наблюдаются всплески с возвратом по частоте (U-тип), когда дрейф в сторону низких частот сменяется дрейфом в сторону более высоких частот. Это означает, что пучок субрелятивистских электронов попал в петлю коронального магнитного поля, которая завернула его обратно вниз. Частота поворота обычно около 100 МГц, что соответствует высоте в короне ~200000 км. Другое объяснение: пучок электронов попал в локальное корональное уплотнение (корональную конденсацию), где плазменная частота выше.

Всплески J -типа являются разновидностью U -образных всплесков, однако у них нисходящая ветвь динамического спектра излучения недостаточно развита, так что спектр приобретает форму перевернутой буквы J. Предлагались различные объяснения слабости нисходящей ветви всплесков J типа:

1) возбудители всплесков J -типа могут оказывать давление на направляющее магнитное поле и искажать его;

2) магнитное поле, связанное с нисходящей ветвью всплеска J типа, может иметь расходящуюся конфигурацию и поэтому вызывать уменьшение плотности потока электронов, возбуждающих излучение;

3) возбуждающий поток может существенно перестраиваться на вершине магнитной петли вблизи Т-образной нейтральной точки, что приведет к возникновению разброса скоростей частиц.

 

 

Рис. 17.28. Предполагаемая схема траекторий электронных пучков, возбуждающих различные типы быстро дрейфующих всплесков, и соответствующие структуры магнитного поля.

 

Елочные структуры. Другим примером быстро дрейфующих излучений с тонкой структурой является так называемая елочная структура, которая наблюдается у некоторых медленно дрейфующих всплесков. Эта структура состоит из последовательности быстро дрейфующих элементов с положительным и отрицательным дрейфом, отходящих в обе стороны от медленно дрейфующего всплеска как елочные иголки.

Если считать первичной причиной излучения медленно дрейфующих всплесков ударную волну, то елочную структуру можно рассматриватькак доказательство ускорения частиц (электронов) такими ударными волнами.

Волокна. Волокна - дрейфующие всплески с умеренной скоростью дрейфа. Диапазон частот этих всплесков лежит примерно между 500 и 200 МГц. Но бывают волокна и на частотах до 3000МГц. Характерные ширина полосы и длительность этих всплесков составляют около 1,5 МГц и 0,3 с. Со стороны низких частот иногда присутствуют поглощающие кромки примерно с такой же длительностью и шириной полосы. Наблюдаются волокна, как с прямым, так и с обратным дрейфом. Скорости дрейфа занимают промежуточное положение между всплескамиII и III типов.

Их излучение связывают с генерацией и распространением в активной области вистлеров. Вистлеры взаимодействуют с ленгмюровскими (или другими плазменными волнами), давая радиоизлучение.

Медленно дрейфующие всплески.

Всплески II типа. Появляются в результате особо сильных хромосферных вспышек. Также представляют собой узкополосное радиоизлучение. Всплески II типа интенсивнее, чем всплески III типа. Их средний поток ~10⁷ Ян, а максимальные значения даже до 10¹¹ Ян. Так же, как и всплески III типа, всплески II типа дрейфуют по частоте к низким частотам, но дрейф гораздо более медленный ~0,25-I МГц/с. Чаще всего наблюдаются на метровых волнах, изредка на дециметровых и сантиметровых. Есть вторая гармоника; обе гармоники бывают раздвоены по частоте. Это расщепление составляет примерно 10% от средней частоты полосы. Одно из возможных объяснений этого связано с тем, что часть излучения в полосе возникает перед фронтом ударной волны, а часть - в более плотной плазме за фронтом. Расщепление гармоник всплеска II типа можно также объяснить наличием магнитного поля H ~ 2–6 Гс. Излучение происходит на частотах . Происходит как бы модуляция сигнала на плазменной частоте гирочастотой.

Существует временная задержка между излучениями гармоники и основной частоты порядка 1 с., связанная с различием групповых скоростей. 

Полное время существования всплеска до 10–15 мин. Как правило, излучение всплесков II типа не поляризовано или поляризовано слабо.

Некоторые всплески II типа обладают динамическими спектрами с так называемой "елочной" структурой (см. выше).

Механизм возникновения всплесков II типа - также плазменные волны. Ударные магнитогидродинамические волны, распространяющиеся вверх в корону со скоростью 500-2000км/сек, генерируют электроны с большой скоростью, которые в свою очередь генерируют плазменные волны, дающие в итоге радиоволны. Иногда эти волны видны в межпланетном пространстве на километровых волнах. Одна из моделей описывает распространение бесстолкновительной ударной волны перпендикулярно направлению магнитного поля. На фронте ударной волны возникает электронный ток  (где у x, z; х - направление распространения ударной волны, z - направление внешнего магнитного поля), который является следствием градиента магнитного поля . Плазменные волны возбуждаются, если скорость дрейфа превышает тепловую скорость электронов.

В другой модели предполагается, что за фронтом ударной волны следует область плазменной турбулентности с неупорядоченной структурой магнитного поля. Сверхтепловые электроны удерживаются в этой области и возбуждают некогерентные черенковские плазменные волны.

Корональные выбросы массы создают ударный фронт, на котором могут генерироваться всплески II типа в километровом диапазоне длин волн. Пример изображения такого всплеска приведен на рис.17.29

 

 

Рис.17.29. Движущийся фронт всплеска II типа в межпланетном пространстве.

 

Частотно-временной спектр всплеска II типа в межпланетном пространстве приведен на рис.17.30

Рис.17.30. Частотно-временной спектр всплеска II типа в межпланетном пространстве на частотах 2-10 МГц (тонкая наклонная полоса в 17.4-18 UT)

 

Всплески с зебра-структурой. В этом случае на частотно-временных спектрах наблюдаются узкие полосы излучения приблизительно параллельные оси времени. Наклон полос может меняться со временем. Число полос достаточно велико на метровых волнах и не превышает 5-7 на дециметровых волнах. Эти всплески связывают с генерацией верхнегибридных волн, которые более интенсивны на частотах близких к гармоникам гирочастоты. В неоднородной атмосфере каждая полоса излучается на своей высоте , на которой выполняется условие .

Всплески типа головастиков. Эти странные и весьма редкие всплески состоят главным образом из поглощающего "тела", иногда с излучающим "глазом", и "хвоста" излучения, погруженного в континуум.

 

Микроволновые спайки.

Эти всплески характеризуются временем роста интенсивности < 10 мс, длительностью < 40 мс, частотной полосой менее 1%, плотностью потока до Вт/м²Гц, степенью поляризации до 100%, резкой отсечкой по частоте (<3ГГц) Короткая длительность спайков - dt говорит о том, что размер области генерации < 300 км (<с/ dt) и, следовательно, яркостная температура > 10¹³К. Радиоизлучение с такой яркостной температурой должно быть когерентным. Наиболее вероятный механизм генерации радиоволн в спайках – электронно-циклотронный мазер. Необходимые условия в области генерации: гирочастота должна быть больше ленгмюровской частоты, наличие энергичных электронов (вероятно с конусной анизотропией в распределении по скоростям). Конусная анизотропия возникает естественным образом в корональных петлях. Электроны с малыми питч-углами покидают магнитную ловушку в такой петле, а электроны с большими питч-углами отражаются от магнитных “пробок” в такой ловушке. Имеются многочисленные доказательства того, что микроволновые спайки возникают в областях ускорения электронов.

На рис.17.31. представлена частотно-временная спектрограмма всплесков III типа (на частотах ниже 320 МГц) и спайков (на частотах выше 320 МГц).

 

Рис.17.31. Частотно-временная спектрограмма всплесков III типа (на частотах ниже 320 МГц) и спайков (на частотах выше 320 МГц).

 

Солнечные радиопульсации

Кcолнечным радиопульсациям относятпульсирующие структуры, наложенные на всплески континуума. Они появляются преимущественно во время особой, вполне определенной фазы некоторых всплесков IV типа или микроволновых всплесков почти одновременно в широком спектральном интервале.

Низкочастотная граница пульсации, более или менее резко выраженная, обычно находится в области между 200 и 250 МГц. Иногда эта граница совпадает с высокочастотной границей шумовой бури. Скорости дрейфа пульсации часто кажутся бесконечными, причем встречаются как положительные, так и отрицательные изменения частоты. Эта особенность свидетельствует в пользу предположения, что пульсации в отличие от всплесков III типа представляют собой стационарное явление. В микроволновом диапазоне обнаружены пульсации с периодами в несколько десятков миллисекунд, зависящими от интенсивности микроволновых всплесков.

Примечательно, что пульсации наблюдаются не только в излучении, но и в поглощении. К настоящему времени известны три морфологических типа кратковременных импульсов поглощения:

1) поглощения с умеренной шириной полосы (примерно от 40 до 70 МГц) связаны со всплесками типа головастиков;

 

2) широкополосные поглощения (с шириной полосы около 200 МГц) связаны с пульсациями;

3) клиновидные поглощения (широкополосные поглощения с типичным увеличением длительности на низких частотах).

Объяснение эффектов модуляции магнитотормозного излучения связывают с вариацией распределения излучающих частиц и в пространстве и по энергиям, с резонансными взаимодействиями между МГД-волнами и быстрыми частицами. Другой подход, относящийся в основном к микроволновой части пульсации, связан с вистлерами, возникающими в магнитных петлеобразных структурах вследствие неустойчивости, обусловленной анизотропией по питч-углам. Челночное движение вистлеров должно приводить к усилению модуляции микроволнового и рентгеновского излучения вследствие рассеяния энергичных частиц по питч-углам, которое вызывает усиленное высыпание энергичных электронов.

 

 

Рис. 17.32. Гигантская солнечная вспышка (рентгеновский балл Х17) 4 ноября 2003 г. Прекрасно видна аркада вспышечных петель в короне. Изображение в линиях крайнего ультрафиолетового излучения 171 А получено с помощью УФ-телескопа КА "ТRACE".

 

 

Рис. 17.33. Структура вспышки в жестком и мягком рентгеновских диапазонах и в белом свете (ленточная вспышка).

 

 

Рис. 17.34. Структура вспышки в жестком рентгеновском диапазоне (250-500keV) в улmтафиолете (1600 Å) и в g- излучении (2.2MeV, обусловленное взаимодействием ускоренных ядер с плотной плазмой солнечной атмосферы).