ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 4, с. 290-300

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ НАНОВСПЫШЕК В МИНИМУМЕ И НА

ФАЗЕ РОСТА 24 СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА

¹Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 11.12.2018 г.; после доработки 16.01.2019 г.; принята к публикации 29.01.2019 г.

Представлено распределение по энергиям слабых эмиссионных событий (нановспышек) в короне

Солнца, измеренное для двух стадий 24-го солнечного цикла, — в минимуме и в начале роста

солнечной активности. Исследование проведено по данным двух инструментов, ТЕСИС/КОРОНАС-

ФОТОН (для минимума цикла; 2009 г.) и AIA/SDO (фаза роста, 2010-2011 гг.), для которых мы

применили единый алгоритм детектирования событий. Собранная нами база составляет более 10⁵

вспышек. Для всех событий мы измерили поток излучения в ВУФ-диапазоне спектра и определили

тепловую энергию, которая находилась в диапазоне от 10²³ до 10²⁶ эрг и была распределенной по

степенному закону: N(E)dE ∼ N^-αdE. Показатель степенного распределения α во всех изученных

случаях оказался больше двух (α = 2.2-2.9). Это означает, что интегральная энергия нановспышек

растет при переходе к более слабым событиям. Такой сценарий свидетельствует в пользу модели

нагрева короны нановспышками. Показатель α достигает максимума в минимуме цикла и далее

снижается, что означает уменьшение доли слабых событий. Это может быть связано с тем, что часть

энергии перераспределяется в пользу больших вспышек. Полная энергия нановспышек в диапазоне

10²³-10²⁶ эрг оказалась в 30 раз ниже, чем потери короны Солнца на излучение. Для того чтобы

нагрев короны мог быть объяснен нановспышками, их распределение с тем же показателем степени

должно продолжаться как минимум до 10²¹ эрг.

Ключевые слова: солнечные вспышки, нановспышки, нагрев короны.

DOI: 10.1134/S0320010819040077

ВВЕДЕНИЕ

и плотностями n_e = (0.2-2) × 10⁹ см-3, которые

были отождествлены с нановспышками (см., на-

Термин нановспышка был впервые введен Пар-

пример, Ашванден, 1999; Ашванден и др., 2000a).

кером (1988), который предположил, что обычные

При этом сравнительно небольшой размер источ-

рентгеновские вспышки могут состоять из мно-

ников (l ≈ 1-10 млн м) и короткая продолжитель-

гочисленных менее энергетичных всплесков или

ность событий (τ ≈ 0.5-10 мин) затрудняют интер-

нановспышек. Считалось, что характерная энергия

этих всплесков находилась ниже порога чувстви-

претацию их действительной физической природы.

тельности приборов того времени, что не позволяло

Исследование нановспышек представляет зна-

наблюдать их в эксперименте. Прогресс в исследо-

чительный интерес в связи с необходимостью поис-

ваниях наметился только десятилетие спустя при

ка дополнительных источников нагрева солнечной

появлении данных телескопических наблюдений в

короны для объяснения ее высокой температуры.

вакуумном ультрафиолетовом (ВУФ) диапазоне,

Считается, что одним из (а возможно, и основным)

выполненных с помощью инструментов SoHO/EIT

источником нагрева короны может быть магнитное

и TRACE в спектральных линиях FeIX 171

пересоединение, происходящее в мелкомасштаб-

и FeXII 195

(Бергманз и др., 1998; Парнелл,

ных магнитных полях вблизи хромосферы. Види-

Джапп, 2000; Ашванден, Парнелл, 2002; Бенц,

мым проявлением этого процесса пересоединения

Крюкер, 2002; Ашванден и др., 2008). На ВУФ-

могут быть нановспышки. При таком сценарии

изображениях нижней короны Солнца было об-

исследование нановспышек позволяет сделать ко-

наружено множество мелкомасштабных источни-

личественные выводы о том, с каким темпом вы-

ков излучения с температурами T = 1 - 2 млн К

свобождается энергия в ходе мелкомасштабного

пересоединения, и достаточно ли этой энергии для

^*Электронный адрес: bogachev@lebedev.ru

объяснения нагрева короны.

290

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ НАНОВСПЫШЕК

291

Таблица 1. Обзор предыдущих результатов по измерению распределения нановспышек по энергиям

Число

Временное

Число

Энергия, Показатель

Работа

Инструмент

кадров

разрешение, с событий

эрг

Бергманз и др., 1998

EIT

173, 55

66, 70

9187

10²⁴-10²⁷

1.9, 1.35

Ашванден и др., 2000b

TRACE

173

125

281

10²⁴-10²⁶

1.79

Парнелл, Джапп, 2000

TRACE

115

4497

10²³-10²⁶

2.4

Бенц, Крюкер, 2002

EIT

128

11150

10²⁵-10²⁷

2.3

Ашванден, Парнелл, 2002 TRACE

436, 380

10²⁵-10²⁷

1.86, 1.8

Несмотря на значительный прогресс в иссле-

ловыделение в определенных случаях может ском-

довании мелкомасштабных процессов, вопрос о

пенсировать охлаждение солнечной короны за счет

том, совпадает ли механизм нановспышек с ме-

излучения и теплопроводности (см., например, Ле-

ханизмом больших вспышек, все еще не решен.

вайн, 1974). Хадсон (1991) показал, что если в

Причина в том, что источники магнитного поля, от-

частном случае степенного распределения энергии

ветственные за мелкомасштабное пересоединение,

нановспышек

являются слишком слабыми и находятся вблизи

N (E)dE = (N/N₀)^-αd(E/E₀)

(1)

порога чувствительности современных инструмен-

тов. По этой причине крайне сложно обнаружить

показатель распределения α превышает 2, то коро-

конкретные структуры магнитного поля, которые

на может быть нагрета нановспышками. Тем самым

произвели ту или иную нановспышку. В резуль-

вопрос о значении α приобретает особенно важное

тате исследование нановспышек обычно ведется

значение.

статистическими методами, когда погрешности в

Экспериментально величина параметра α опре-

определении характеристик конкретного события

делялась в ряде работ на основе данных приборов

снижаются за счет обработки больших объемов

SoHO/EIT и TRACE. Подборка полученных ре-

данных. Существуют, впрочем, косвенные свиде-

зультатов приведена в табл. 1. Как можно отметить,

тельства (см., например, Ватанабе и др., 2011, Рейд

результаты являются частично противоречивыми,

и др., 2016), подтверждающие, что триггером мел-

что может быть связано с инструментальными эф-

комасштабного энерговыделения в нижней короне

фектами, а именно, низким пространственным и

может быть взаимодействие магнитных потоков

временным разрешением телескопов. Кроме того,

противоположной направленности — такое же, как

в работах использовались различные алгоритмы

и для солнечных вспышек. О вероятной общей

детектирования событий, что также могло повлиять

природе нановспышек и больших вспышек также

на результат. Помимо прочего, измерения были

свидетельствуют схожие временные профили излу-

выполнены на разных стадиях солнечного цикла

чения и их связь с нетепловыми процессами (см.,

(рис. 1). По этой причине вопрос о величине по-

например, Крюкер, Бенц, 2000).

казателя α и его зависимости от энергетического

Наиболее естественной причиной роста ВУФ-

диапазона и стадии солнечного цикла все еще од-

излучения в нановспышках является локальный

нозначно не решен.

нагрев плазмы. В частности, именно такой ме-

Мы полагаем, что в этой ситуации могут быть

ханизм подтверждается прямыми наблюдениями

полезными дополнительные результаты, получен-

для микровспышек — более крупных событий, для

ные с помощью современной аппаратуры. В каче-

которых удается различить структуру и даже связь

стве одного из таких инструментов мы использова-

с магнитным полем (см., например, Кириченко,

ли телескоп ТЕСИС, работавший на космическом

Богачев, 2013; Кириченко, Богачев, 2017a,b), а

аппарате КОРОНАС-Фотон в 2009 г. во время од-

также для горячих рентгеновских точек (Рева и

ного из самых глубоких минимумов солнечной ак-

др., 2012). Это предположение дает возможность

тивности за последнее столетие. Телескоп обладал

оценить высвобождающуюся в нановспышках теп-

более высокой чувствительностью, чем SoHO/EIT

ловую энергию, E_th = 3n_ek_BT V ≈ 10²³-10²⁷ эрг,

и TRACE, а также имел рекордное временное раз-

которая находится в соответствии с оценками, сде-

решение (4-5 с) для телескопических наблюдений

ланными Паркером.

короны. Ранее данные для этого периода времени

Несмотря на то что энергия отдельных нано-

не публиковались. Для сравнения мы использо-

вспышек пренебрежимо мала, их суммарное теп-

вали данные телескопа AIA/SDO, полученные в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

292

УЛЬЯНОВ и др.

200

150

100

1993199419951996 1997 1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012

Date

Рис. 1. Соответствия между фазой солнечного цикла (радиоизлучение 10.7 см) и обработанными периодами наблюдений

в работах разных авторов.

2010-2011 гг., уже после начала роста солнечного

поиска нановспышек мы использовали серии на-

цикла. Для повышения достоверности результата

блюдений FET-171 с малым временным шагом —

данные обоих инструментов обрабатывались еди-

специальный режим, в котором телескоп работал

ным универсальным алгоритмом. Это также позво-

с интервалом 4-5 с (Ульянов и др., 2010). Первая

лило нам сравнить результаты ТЕСИС в минимуме

серия была зарегистрирована 2 ноября 2009 г. с

и AIA на стадии роста цикла.

13 : 44 по 14 : 39 UT, а вторая — 22 ноября 2009 г.

Структура статьи следующая. В первом разделе

с 13 : 58 по 14 : 53 UT. Наблюдавшиеся участки

более подробно описаны использованные данные

короны показаны на рис. 3). Информация о ко-

наблюдений, а также методы, которые применя-

личестве кадров, размерах изображений, временах

лись для их обработки и анализа. Далее представ-

экспозиции, временном разрешении серий наблю-

лены основные результаты. В последнем разделе

дений приведена в табл. 2. Полученные изображе-

приведено обсуждение и сделаны выводы.

ния были стабилизированы относительно первого

кадра в серии, чтобы скомпенсировать смещение

поля зрения, вызванное прецессией космического

НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

аппарата относительно направления на Солнце и

Комплекс аппаратуры ТЕСИС был запущен

дифференциальным вращением Солнца. Обрабо-

в составе спутника КОРОНАС-Фотон 30 янва-

танные серии изображений были преобразованы

ря 2009 г. и проработал на орбите в течение 10 мес

в трехмерные цифровые массивы, и последующая

до 30 ноября 2009 г. ТЕСИС включал в себя

работа производилась с этими кубами данных.

несколько инструментов мягкого рентгеновского и

Комплекс телескопов AIA (Atmospheric Imaging

ВУФ диапазонов, перечень которых приведен в

Assembly; Комплекс Инструментов для получе-

работе Кузина и др. (2009). Для данного иссле-

ния Изображений Атмосферы) входит в состав

дования мы использовали изображения Солнца,

обсерватории SDO (Solar Dynamics Observatory;

полученные телескопом FET-171 (Full-sun EUV

Обсерватория Динамики Солнца), запущенной

Telescope; ВУФ-телескоп для наблюдения полного

29 марта 2010 г. AIA проводит практически непре-

диска Солнца). Спектральный диапазон телескопа

рывные наблюдения солнечной атмосферы с высо-

Å.Диа-

был центрирован около линии Fe IX 171

ким пространственным разрешением в 0.6 угл. сек.

пазон температурной чувствительности составлял

Поле зрения телескопов AIA полностью покрывает

0.6-1.2 млн К (МК); соответствующая функция

диск Солнца, а временное разрешение составляет

температурного отклика показана на рис. 2. Уг-

12 с. В состав AIA входят телескоп видимого

ловой размер пиксела равен 1.74 угл. сек. Для

диапазона, два телескопа УФ-диапазона и семь

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ НАНОВСПЫШЕК

293

5.0

5.5

6.0

6.5

7.0

Temperature, K (log scale)

Рис. 2. Функция температурного отклика ТЕСИС FET-171 (штрихпунктирная линия) и AIA-171 (пунктирная линия).

Рис. 3. Исследованные фрагменты изображения FET-171 по отношению к полному изображению Солнца: слева —

серия от 2 ноября 2009 г., справа — серия от 22 ноября 2009 г.

телескопов ВУФ-диапазона (Лемен и др., 2012). В

по 00 : 59 UT (см. табл. 2). Данные были полу-

нашей работе мы использовали данные телескопа

чены с помощью интернет-сервиса JSOC (Joint

AIA-171, центрированного около той же линии

Science Operations center), доступного по адресу

Fe IX 171 A, что и FET-171, и имеющего схожий

http://jsoc.stanford.edu. Сервис предоставляет об-

температурный отклик (Бёрнер и др., 2012; рис. 2).

работанные данные, в которых скомпенсированы

Для исследования мы выбрали две серии на-

блюдений, зарегистрированных 1 ноября 2010 г. с

эффекты белого поля, смаза, фона темнового и

02 : 54 по 03 : 14 UT и 25 февраля 2011 г. с 00 : 00

радиационных помех. Для стабилизации изобра-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

294

УЛЬЯНОВ и др.

Таблица 2. Серии наблюдений ТЕСИС FET-171 и AIA-171, использованные в исследовании

Размер,

Число

Временное

Экспозиция,

N Инструмент

Дата

Время, UT

угл. сек

кадров разрешение, с

TESIS

02.11.2009

13:44:21-14:39:17

950 × 380

800

0.5

TESIS

22.11.2009

13:58:43-14:53:38

700 × 700

600

0.5

AIA

01.11.2010

02:54:00-03:14:48

610 × 610

2.0

AIA

35.02.2011

00:00:01-00:59:49

310 × 310

300

2.0

жений мы воспользовались алгоритмом, приме-

= Ah = wlh. Реальный объем, занятый излучаю-

нявшимся для обработки данных ТЕСИС. Затем

щей плазмой, обозначим как V^′. Эти два объема

мы, аналогично с ТЕСИС, вырезали из изобра-

связаны формулой

жений фрагменты, содержащие спокойную корону

V′ =qV,

(2)

Солнца (показаны на рис. 4), и преобразовали их в

кубы данных для последующего анализа.

где q — так называемый коэффициент или фак-

тор заполнения (q ≤ 1). Тепловая энергия вспышки

Под нановспышкой при обработке мы понимали

равна

один или несколько расположенных рядом пик-

селей на изображениях короны, в которых при-

E_th = 3n_ek_BTV^′,

(3)

близительно в одно время наблюдался всплеск

излучения с похожими характеристиками — время

где концентрация n_e может быть выражена через

начала, максимума и окончания. На рис. 5 пока-

меру эмиссии теплового излучения, M = n2eV^′. От-

заны примеры нескольких зарегистрированных та-

сюда после преобразований получаем

√

ким способом временных профилей (зависимость

E_th = 3k_BT

Mlwhq.

(4)

потока излучения от времени). Эти профили мо-

гут быть разделены на два класса — простые и

Коэффициент заполнения q всегда меньше еди-

сложные. Первые представляют собой одиночный

ницы. Для мелкомасштабных структур различие

всплеск продолжительностью до 4 мин на плав-

между видимым и действительным объемом, заня-

но меняющемся фоне. Сложные события состоят

тым излучающей плазмой, обычно связано с недо-

из нескольких перекрывающихся всплесков. Для

статком пространственного разрешения. Это при-

вычитания медленно меняющейся подложки мы

водит к тому, что несколько излучающих петель,

использовали медианный фильтр, размер окна ко-

разделенных промежутками без плазмы, могут вы-

торого был выбран исходя из длительности детек-

глядеть как один более крупный источник излуче-

тируемых событий и составил 5 мин (рис. 6). После

ния. Значение q исследовалось в нескольких рабо-

того, как подложка была убрана, мы рассчиты-

тах, но все еще является предметом обсуждения.

вали дисперсию фонового шума интенсивности с

Так, Ашванден и Ашванден (2008) по 20 вспышкам

помощью высокочастотного фильтра и затем вы-

нашли q = 0.03 - 0.08. Однако Парнел и Джапп

числяли среднеквадратичное отклонение сигнала.

(2000) при исследовании нановспышек использо-

Полученные значения составили около σ ≈ 20 отсч.

вали q = 1.0. Мы при расчетах приняли постоянное

для данных ТЕСИС и σ ≈ 10 отсч. для AIA. Отбор

значение q = 0.1. Отметим, что выбор q не влияет

“вспышек” осуществлялся путем отсечения шума

на наклон спектра α.

по порогу от 3σ до 6σ. После разделения потока

Поскольку излучение оптически тонкой плазмы

излучения на отдельные дискретные события мы

интегрируется по лучу зрения, толщина h является

искали соответствующие им источники излучения

неизвестной величиной, а значит для ее оценки

на изображениях.

необходимо использовать модельную зависимость.

В работах других авторов (см., например, Бенц,

Тепловая энергия вспышки определялась сле-

Крюкер, 2002) используются следующие моде-

дующим образом (см., например, Парнелл, Джапп,

2000). Пусть A, l, w и h представляют собой

ли: 1) h является постоянной величиной для всех

геометрические площадь, длину, ширину и толщину

событий, 2) h пропорциональна ширине w, 3) h

√

области, в которой наблюдается всплеск излуче-

пропорциональна

A. В нашей работе мы провели

ния. Им соответствует геометрический объем V =

обработку для всех трех случаев.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№4

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ НАНОВСПЫШЕК

295

Рис. 4. ИсследованныефрагментыизображенияAIA-171 по отношениюк полномуизображениюСолнца: слева — серия

от 1 ноября 2010 г., справа — серия от 25 февраля 2011 г.

РЕЗУЛЬТАТЫ

то, что порог 5σ отсекает большую часть псевдо-

событий, сгенерированных шумом.

Описанный выше алгоритм был преобразован

нами в унифицированное программное обеспече-

Мы рассчитали полную энергию нановспы-

ние, которое применялось и для данных ТЕСИС, и

шек в исследованном энергетическом диапазоне

√

для AIA для трех моделей высоты (h = const, h =

10²³-10²⁶ эрг, используя модель h =

A и порог

√

= w, h =

A). Полное число зарегистрированных

3σ. Для этого просуммировали энергии всех

событий, отобранных по критерию отсечения 3σ,

событий и поделили их на площадь поля зрения

составило около 10⁵ (точное значение — 107 075).

и продолжительность наблюдений, получив P_out ≈

≈ 9000 эрг см-2 с-1. Полученное значение более

На рис. 7 приведено распределение энергии на-

чем на порядок величины меньше, чем полная

новспышек, полученное по данным ТЕСИС и AIA

энергия, которую теряет корона Солнца P_loss ≈

для параметров h = 1 тыс км =const и для порога

отсечения 3σ. Распределение представлено в лога-

≈ 3 × 10⁵ эрг см-2 с-1 (Уитбро, Нойз, 1977).

рифмической шкале, в которой степенная функция

Если предположить, что недостающая энергия

выглядит как прямая линия. Полученные кривые

содержится в еще более слабых вспышках, можно

следуют степенному закону, начиная с энергий

оценить, до какой энергии нужно продлить рас-

пределение, чтобы полная энергия, поступающая

10²⁴ эрг для данных ТЕСИС и энергий 10²³ эрг для

от нановспышек, совпала с потерями энергии в

данных AIA. Результаты измерения показателя на-

короне (Крюкер, Бенц, 1998):

клона α степенной функции представлены в табл. 3.

Точность определения α зависит от флуктуации

) 1

⁽P_out

числа событий в каждом интервале энергий и равна

E^′

=E_min

α-2 ≈ 10²¹ эрг,

(5)

min

10-20%.

P_loss

Мы получили примерно одинаковые показатели

√

где E_min ≈ 10²⁴ эрг — текущее значение предела

степенной функции для случаев h = w и h =

энергии. Мы использовали здесь значение α = 2.5.

Это указывает, что геометрия нановспышек такая,

√

что w ∼

A, и, следовательно, w ∼ l. Случай h =

= const дает значительно более высокие значения

ОБСУЖДЕНИЕ

α по сравнению с другими случаями, однако мало-

вероятно, что эта модель может реализовываться

В настоящей работе мы экспериментально ис-

в солнечной короне. Показатели α значительно

следовали вопрос о распределении нановспышек

увеличиваются, если увеличить порог регистрации

по энергиям в диапазоне 10²³-10²⁶ эрг. Показатель

событий с уровня 3σ до 5σ, оставаясь примерно та-

степенного распределения нановспышек являет-

ким же при пороге 6σ. Мы интерпретируем это как

ся важной величиной, которая позволяет сделать

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ НАНОВСПЫШЕК

297

2000

1500

1000

500

00:00

05:00

10:00

15:00

20:00

25:00

Time, min

Рис. 6. Демонстрация метода вычитания подложки на основе медианного фильтра. Модель фона показана пунктирной

линией. Вертикальные линии — уровень 3σ, измеренный по шуму данных.

выводы о том, достаточно ли полной энергии на-

в диапазоне 10²³-10²⁶ эрг все же существенно

новспышек для компенсации лучистого охлажде-

ниже, чем это требуется для полной компенса-

ния солнечной короны или нет. Хотя этот во-

ции потерь короны на излучение. Для того чтобы

прос ранее исследовался по данным SoHO/EIT и

полный ансамбль нановспышек мог греть корону,

TRACE, полученные данные противоречивы и не

их распределение с теми же параметрами должно

дают окончательного ответа. В настоящей работе

продолжаться как минимум до 10²¹ эрг.

мы добавили к ним измерения, проведенные теле-

Существуют ли на Солнце вспышечные события

скопами FET-171 в составе ТЕСИС/КОРОНАС-

с энергиями 10²¹ эрг (их можно назвать пико-

Фотон и AIA-171 на спутнике SDO. Благодаря

вспышками), пока не известно. Ашванден (1999)

более высокой чувствительности, а также лучшему

исследовал данный вопрос путем экстраполяции

временному разрешению наблюдений, мы смогли

основных характеристик солнечных вспышек (раз-

обработать более 100 тысяч событий, что в 10-

мера, плотности плазмы, газового давления) в об-

100 раз превышает количество событий, изученных

ласть низких температур. Им была получена зави-

в предыдущих исследованиях. Мы также полагаем,

симость

(

)₆

что выбранный период наблюдений (2009-2011 гг.)

вблизи очень глубокого минимума активности яв-

E_th(T) ≈ (1.9 × 10²⁵ эрг)q²

(6)

1 MK

ляется благоприятным для регистрации и исследо-

вания слабых событий на фоне спокойного Солнца.

где E_th — тепловая энергия вспышки, T — темпе-

Наши основные выводы следующие. Получен-

ратура плазмы, а q_A = w/L ≈ 0.2 - 0.5 — отноше-

ный нами показатель степени составил α =2.2-

ние ширины вспышечной петли w к ее длине L.

2.9, что подкрепляет точку зрения о важной роли

Для q_A = 0.25 им был сделан вывод, что для ми-

нановспышек в энергетике солнечной короны. При

нимальной возможной (по его оценкам) температу-

повышении порога отсечения событий от 3σ до 5σ

ры плазмы T = 1 МК тепловая энергия вспышки

и соответственно снижении влияния шума, наклон

составляет E_th = 2 × 10²⁴ эрг. В качестве альтер-

α еще более растет. Полная энергия нановспышек

нативной точки зрения можно привести работу

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

298

УЛЬЯНОВ и др.

= 2.79

0.41

= 2.81

0.52

Thermal energy, erg (log scale)

= 2.18

0.20

= 2.42

0.21

Thermal energy, erg (log scale)

Рис. 7. Распределение нановспышек по энергиям. Верхний ряд — данные ТЕСИС FET-171, полученные в минимуме

цикла: слева — 2 ноября 2009 г. справа — 22 ноября 2009 г. Нижний ряд — данные AIA-171 в начале роста цикла:

слева — 01 ноября 2010 г.; справа — 25 февраля 2011 г. Во всех случаях применялись порог 3σ и модель высоты

h = const.

Кириченко, Богачёв (2017а), которые исследовали

Полагая B = 10 Гс, B_f = 1 Гс и q_A = 0.25, можно

зависимость температуры вспышечной плазмы от

сделать вывод, что вспышки с энергией 10²¹ эрг

рентгеновского класса вспышки и показали, что

могут формироваться в петлях с размером L ≈

нагрев плазмы в нановспышках не прекращается

≈ 300 км. Хотя структуры такого размера пока не

при T = 1 МК и должен наблюдаться вплоть до

могут быть обнаружены на современных изобра-

класса A0.0002 по шкале GOES.

жениях короны Солнца, нет оснований полагать,

Ограничение на возможную минимальную энер-

что магнитные петли c размером несколько сотен

гию вспышек может быть получено и из оценок

километров не могут существовать.

свободной энергии магнитного поля, которая мо-

Сравнивая данные ТЕСИС и AIA, мы обнару-

жет быть накоплена в мелкомасштабных магнит-

жили небольшое различие, которое может свиде-

ных петлях вблизи поверхности Солнца:

тельствовать об уменьшении показателя распреде-

ления α при росте солнечной активности. Альтер-

(B + B_f )² - B

E_magn =

Lπ(w/2)² ≈

(7)

нативным объяснением является разница между

8π

характеристиками инструментов, например то, что

BB_fL³q2A

порог регистрации ТЕСИС примерно на порядок

≈

величины выше, чем у AIA. С другой стороны,

полосы регистрации ТЕСИС и AIA пересекаются в

где B — потенциальное магнитное поле в петле,

диапазоне энергий между 10²⁴ и 10²⁵ эрг, но тем не

а B_f —дополнительная (непотенциальная) компо-

нента поля, которая может возникать при скручи-

менее результаты существенно отличаются. Сле-

вании петли или в результате смещения ее осно-

довательно, несовпадение, если считать, что оно

имеет инструментальную природу, должно быть

ваний. Высвобождение свободной энергии и воз-

вызвано иными причинами.

врат магнитной конфигурации к потенциальному

состоянию и составляют суть солнечной вспышки.

Влияние временного разрешения наблюдений

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ НАНОВСПЫШЕК

299

Таблица 3. Значения индекса α, рассчитанные для разных моделей высоты и порога отсечения

2 ноября 2009 г.

22 ноября 2009 г.

Модель

высоты

3σ

4σ

5σ

6σ

3σ

4σ

5σ

6σ

h = const

2.79

2.91

3.11

3.15

2.81

3.22

3.43

3.35

h=w

2.41

2.85

2.79

2.93

2.48

2.83

3.00

3.02

√

2.43

2.75

2.69

2.88

2.42

2.77

3.00

2.96

1 ноября 2010 г.

25 февраля 2011 г.

Модель

высоты

3σ

4σ

5σ

6σ

3σ

4σ

5σ

6σ

h = const

2.18

2.30

2.43

2.39

2.42

2.50

2.48

2.51

h=w

1.97

2.03

2.12

2.17

2.18

2.24

2.26

√

1.95

2.01

2.08

2.12

2.13

2.22

2.27

2.25

на величину показателя α было изучено в работе

разрешением ТЕСИС (≈1.8^′′). Для порога 5σ и мо-

√

Парнелл, Джапп (2000). Авторы обратили вни-

дели h =

A соответствующие значения индекса

мание на то, что энергия событий систематиче-

составили 2.07 ± 0.32 и 2.24 ± 0.26 соответственно.

ски недооценивается, если их продолжительность

Следовательно, падение временного разрешения

сравнима с временным шагом наблюдений. Это

действительно ведет к уменьшению α, тогда как

связано с тем, что для событий с коротким вре-

уменьшение пространственного разрешения уве-

менем жизни снижается вероятность зарегистри-

личивает α. Вместе с тем влияние инструменталь-

ровать их излучение в момент максимума. Это

ных факторов оказалось ниже, чем обнаруженная

приводит к занижению энергии вспышки и, сле-

разница между ТЕСИС и AIA, и мы полагаем,

довательно, к более низким значениям α. Низкое

что есть значительная вероятность того, что ее

пространственное разрешение приводит к проти-

причиной является все же фаза солнечного цикла.

воположному эффекту, так как площадь и энер-

Авторы благодарят рецензента за полезные за-

гия событий малого размера переоцениваются из-

мечания, позволившие существенно улучшить дан-

за неопределенности в факторе заполнения. Это

ную работу.

предположение может объяснить разницу в ре-

Исследование выполнено при финансовой под-

зультатах, полученных с одной стороны в Ашван-

держке Российского научного фонда (РНФ, грант

ден, Парнелл (2002) и с другой — в Бенц, Крюкер

17-12-01567).

(2002). В обоих случаях временной шаг наблюде-

ний был примерно одинаковый, но пространствен-

ное разрешение было выше в первой работе (2^′′

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

против 2.62^′′), и авторы получили разные значения

1. Ашванден (M.J. Aschwanden), Solar Phys. 190, 233

показателя степенного спектра.

(1999).

2. Ашванден

др.

(M.J.

Aschwanden,

Для того чтобы лучше разобраться в этих эф-

R.W. Nightingale, T. D. Tarbell, and C.J. Wolfson),

фектах, мы сделали два тестовых набора данных.

Astrophys. J. 535, 1027 (2000a).

Первый набор был сконструирован из серии дан-

3. Ашванден и др. (M.J. Aschwanden, T.D. Tarbell,

ных ТЕСИС, временной шаг которого был искус-

R.W. Nightingale, C.J. Schrijver, A. Title,

ственно увеличен до 12 с, что равно временному

C.C. Kankelborg, P. Martens, and H.P. Warren),

разрешению AIA. Второй набор был получен из се-

Astrophys. J. 535, 1047 (2000b).

рии данных AIA, пиксельное разрешение которого

4. Ашванден, Парнелл (M.J. Aschwanden and

было ухудшено в три раза и примерно совпало с

C.E. Parnell), Astrophys. J. 572, 1048 (2002).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019

300

УЛЬЯНОВ и др.

5. Ашванден и др. (M.J. Aschwanden, R.A. Stern, and

16. Кузин и др. (S.V. Kuzin, S.A. Bogachev, I.A. Zhitnik,

M. G ¨udel), Astrophys. J. 672, 659 (2008).

A.A. Pertsov, A.P. Ignatiev, A.M. Mitrofanov,

6. Ашванден, Ашванден (M.J. Aschwanden and

V.A. Slemzin, S.V. Shestov, et al.), Adv. Space Res.

P.D. Aschwanden), Astrophys. J. 674, 544 (2008).

43, 1001 (2009).

7. Бенц, Крюкер (A.O. Benz and S. Krucker),

17. Левайн (R.H. Levine), Astrophys. J. 190, 457 (1974).

Astrophys. J. 568, 413 (2002).

18. Лемен и др. (J.R. Lemen, A.M. Title, D.J. Akin,

8. Бергманз и др. (D. Berghmans, F. Clette, and

P.F. Boerner, C. Chou, J.F. Drake, D.W. Duncan,

D. Moses), Astron. Astrophys. 336, 1039 (1998).

C.G. Edwards, et al.), Solar Phys. 275, 17 (2012).

9. Бёрнер и др. (P. Boerner, C. Edwards, J. Lemen,

19. Паркер (E.N. Parker), Astrophys. J. 330, 474 (1988).

A. Rausch, C. Schrijver, R. Shine, L. Shing, R. Stern,

20. Парнелл, Джапп (C.E. Parnell and P.E. Jupp),

et al.), Solar Phys. 275, 41 (2012).

Astrophys. J. 529, 554 (2000).

10. Ватанабе и др. (H. Watanabe, G. Vissers, R. Kitai,

L. Rouppe van der Voort,and R.J. Rutten), Astrophys.

21. Рева и др. (A. Reva, S. Shestov, S. Bogachev, and

J. 736, 71 (2011).

S. Kuzin), Solar Phys. 276, 97 (2012).

11. Кириченко С.А., Богачев С.А., Письма в Аст-

22. Рейд и др. (A. Reid, M. Mathioudakis, J.G. Doyle,

рон. Журн. 39, 884 (2013)

[A.S. Kirichenko and

E. Scullion, C.J. Nelson, V. Henriques, and T. Ray),

S.A. Bogachev, Astron. Lett. 39, 797 (2013)].

Astrophys. J. 823, 110 (2016).

12. Кириченко, Богачёв (A.S. Kirichenko and

23. Уитбро, Нойз (G.L. Withbroe and R.W. Noyes), Ann.

S.A. Bogachev), Astrophys. J. 840, 45 (2017a).

Rev. Astron. Astrophys. 15, 363 (1977).

13. Кириченко, Богачёв (A.S. Kirichenko and

24. Ульянов А.С., Богачев С.А., Кузин С.В., Аст-

S.A. Bogachev), Solar Phys. 292, 120 (2017b).

рон. журн.

87,

1030

(2010)

[A.S. Ulyanov,

14. Крюкер, Бенц (S. Krucker and A.O. Benz),

S.A. Bogachev, and S.V. Kuzin, Astron. Rep. 54, 948

Astrophys. J. Lett. 501, L213 (1998).

(2010)].

15. Крюкер, Бенц (S. Krucker and A.O. Benz), Solar

Phys. 191, 341 (2000).

25. Хадсон (H.S. Hudson), Solar Phys. 133, 357 (1991).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№4

2019