Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 8, стр. 1180-1184

ВВЕДЕНИЕ

Несмотря на длительную историю исследований нерешенным является вопрос о взаимосвязи между вспышками и корональными выбросами массы (КВМ), т.е. о последовательности процессов на Солнце, приводящих к положительной обратной связи между движением и нагревом плазмы, ускорением электронов, а в итоге, к формированию ударных волн и ускорению протонов вплоть до релятивистских энергий. Нам неизвестно точно, где, когда и как ускоряются солнечные космические лучи (СКЛ). Дилемма, что является ускорителем, “вспышка” или “КВМ” продолжает вызывать споры и дискуссии [1–4].

Для выбора определенного механизма ускорения, работающего в солнечных вспышках, критичным является возможность ускорять электроны ~10 МэВ и протоны ~100 МэВ [5]. Электроны ~10 МэВ генерируют радиоизлучение на гиросинхротронных частотах и информация о них ограничена модельными представлениями. Информацию о протонах, взаимодействующих на Солнце, с энергиями от 30 МэВ поставляют ядерные γ-линии, >300 МэВ – π₀-мезоны. Это позволяет получить общий спектр, считая его степенным [6]. Кроме того, потоки СКЛ регистрируются различными космическими аппаратами (КА).

Проблема происхождения СКЛ может быть решена путем совместного анализа данных по возрастаниям интенсивности солнечных электронов 1–10 МэВ и протонов >100 МэВ после эруптивных вспышек сопровождавшихся КВМ, как с сильным, так и слабым ЭМ излучением [4, 7, 8].

Здесь мы будем анализировать наблюдения на Солнце и в межпланетном пространстве (МП), связанные с тремя импульсными вспышками (длительностью мягкого рентгеновского (SXR) излучения <15 мин), их КВМ и СКЛ: 1) 06.11.1997 X9.7 (S18W63), 2) 09.08.2011 X6.9 (N17W69) и 3) 06.07.2012 X1.1 (S13W59) (см. табл. 1). События анализируются относительно начала излучения на 15.4 ГГц – нулевого времени, как это было сделано в [7, 8].

Эти вспышки сопровождались быстрыми КВМ (V > 1500 км/с) с ускорениями (a ~ 10 км/с²) [9, 10] близкими к предельному [11], потоками релятивистских электронов и протонов >100 МэВ. Первая вспышка связана с наземным возрастанием интенсивности космических лучей (GLE), – единственное наблюдение КВМ без предварительного ускорения коронографом LASCO_C1 [9]; 2-я – интересна своей экстремальной температурой [12], а 3-я – величиной всплеска в жестком рентгеновском (HXR) диапазоне [13]. Во 2‑ой и 3-ей вспышках Fermi/LAT наблюдал длительное γ-излучение >100 МэВ [6, 13].

Задача статьи (в продолжение цикла наших работ по анализу солнечных электронных и протонных событий [4, 7, 8, 14]) – сопоставить времена выхода частиц с особенностями их родительских вспышек и КВМ; оценить возможный вклад в потоки СКЛ отдельных актов ускорения, видимых в нетепловом излучении, эффективность выхода СКЛ в МП на различных высотах КВМ.

РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ

Временные профили интенсивности электронов 2.64–10.4 МэВ SOHO EPHIN [15] показаны на рис. 1а, протонов >100 МэВ GOES [16] – на рис. 1б.

Рис. 1.

Временные профили: потока электронов 2.64-10.4 МэВ EPHIN 1 мин средние (06/11/1997 – толстая черная линия, 09/08/2011 – толстая серая линия, 06/07/2012 – тонкая черная линия, стрела – разрыв в данных) (а); потока протонов >100 МэВ GOES 5-мин средние (06/11/1997 – открытые кружки, 09/08/2011 – черные квадраты, 06/07/2012 – открытые треугольники, серая линия – сглаженные средние за 25 мин, стрелки – возможное начало протонных возрастаний) (б).

В событиях с ярко выраженной импульсной фазой [7, 8, 14] наблюдаются возрастания интенсивности электронов, ускоренных непосредственно в ней. По времени их первого прихода можно определить минимальную длину пройденного ими пути, считая, что они были ускорены в нулевой момент. В выбранных событиях такие электроны наблюдались, и длины пройденного ими пути были ≈1.3 ± 0.1 а. е. (рис. 1а и табл. 1). Для протонов 100 и 500 МэВ (V/c = 0.43 и 0.76) время запаздывания при такой длине пути будет ~16 ± 2 мин и 6 ± 1 мин. Момент первой регистрации детектором GOES протонов >100 МэВ (табл. 1) определяет время их выхода в МП, которое для рассматриваемых событий будет (+10, 0, +26) мин. Согласно [8] во 2-ом событии возрастание протонов >500 МэВ началось на +10 мин, т.е. время их выхода в МП должно быть (+4 ± 1) мин.

Как было показано [17, 18] в фазе роста интенсивности протонов до максимума преимущественную роль играет инжекция в МП, которая может быть малой интенсивности и большой длительности. Очевидно, что при малых интенсивностях инжекции требуется большее время для подъема над уровнем фона, что соответствует более поздней регистрации первого прихода частиц. Тогда иерархия событий по интенсивности инжекции будет 2), 1) и 3), а по ее длительности – 1), 3) и 2). Стрелки на рис. 1б показывают, что возможное время первого прихода протонов в событиях 1) и 3) могло быть таким же ранним, как во 2-ом событии. Тогда их самый ранний выход в МП был на временном интервале [0, +4] ±1 мин, до максимума SXR излучения, т.е. в импульсной фазе вспышек по определению [19].

При статистическом анализе КВМ и СКЛ используют средние скорости КВМ, представленные в каталоге LASCO [1, 20], а начало КВМ определяют линейной экстраполяцией измерений C2 и C3 LASCO к поверхности Солнца. Такой подход не учитывает начальное ускорение КВМ [10], которое может быть оценено по наблюдениям на расстояниях <2.5R_s. Для наших трех событий средние скорости и начальные ускорения близки (табл. 1). При таких величинах ускорения КВМ средние скорости будут достигнуты непосредственно в импульсной фазе, а КВМ успеет пройти путь, равный 0.24R_s, 0.27Rs и 0.41R_s.

Совместный анализ нетеплового солнечного излучения, производных температуры (T) – dT/dt и меры эмиссии вспышечной плазмы (EM) – dEM/dt, а также положения КВМ на расстояниях <2.5R_s (рис. 2) позволяет выделить фазы преимущественного изменения T и EM, уточнить начало ускорения КВМ. Отметим, что рост dT/dt соответствует росту μ-излучения, а рост dEM/dt – HXR излучения. Два первых перечеркнутых кружка на рис. 2а, 2б соответствуют наблюдениям LASCO C1 в 1-ом событии, согласно [7] ускорение КВМ началось не ранее 11:52:13 UT (+1 мин). Этот момент соответствует росту dEM/dt (рис. 2а, 2б), который связан с увеличением плотности плазмы (хромосферное испарение) и объема (рост числа петель) за счет развития КВМ. Во 2‑ом событии аналогичный рост dEM/dt начался раньше (рис. 2в, 2г) между 0 и +1 мин. В 3-ем событии сопоставимого роста dEM/dt (рис. 2д, 2е) не видно, что может быть связано с длительным и меньшим по величине ускорением КВМ, между +4 и +6 мин. Возможные разные комбинации слабого и сильного ускорения КВМ отмечены в [21–23].

Рис. 2.

Сравнение временных профилей производной температуры (серые кривые) и меры эмиссии (черные кривые) с временными профилями μ – излучения (RSTN) и HXR – излучения (пунктирные кривые) в событиях: 06.11.1997 – 15.4 ГГц (а) и отсчеты/с в канале 300–1136 кэВ KONUS-WIND (б); 09.08.2011 – 15.4 ГГц (в) и отсчеты ACS SPI за 50 мс сглаженные за 1 с (20 точек) (г); 06.07.2012 – 8.8 ГГц (д) и отсчеты ACS SPI за 50 мс, сглаженные средние за 1 с (20 точек) (е). Прямые линии показывают ожидаемое положение КВМ, перечеркнутые кружки на (а) и (б) – положение КВМ по данным LASCO C1.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Временные профили потоков релятивистских электронов и протонов >100 МэВ и электронов были подобны на фазе роста и свидетельствовали в пользу их общего механизма ускорения и распространения. Постепенный рост интенсивностей потоков показывал длительную и постепенную инжекцию частиц в МП, которая может являться результатом продолжительного ускорения или захвата. Так как продолжительный захват электронов маловероятен, то, скорее всего, имело место длительное ускорение.

Максимальные интенсивности потоков электронов и протонов в МП в этих событиях не коррелировали с характеристиками КВМ, SXR, HXR μ-излучения. Таким образом, всплески нетеплового излучения в импульсной фазе и ударная волна КВМ имели только косвенное отношение к ускорению солнечных протонов и большинства релятивистских электронов. Вероятно, частицы ускорялись стохастически во множество элементарных актов, чья длительность меньше всего события, до и после ускорения КВМ [4, 7, 8]. Протоны СКЛ, находящиеся между областью вспышки и КВМ, могли быть источником длительного γ-излучения.

Работа была поддержана субсидиями по темам “Плазма” (АБC и АМС) и “Энерговыделение” (ИЮГ), а также РФФИ (проект № 19-02-00264 (ЮИЛ)).