Геомагнетизм и аэрономия

Качественные оценки, касающиеся динамики конвективной зоны звезды (К33) как целого, полезны как в условиях нехватки детальной наблюдательной информации о звезде, так и в качестве предварительного шага перед построением более сложной модели, требующей трудоемких вычислений. В работе представлена качественная модель, описывающая эволюцию средних значений квадратов скорости и магнитного поля в конвективной зоне звезды, похожей на Солнце. Исследована устойчивость возможных равновесных значений средних квадратов скорости и магнитного поля, получены решения уравнений модели при различных величинах плавучести и соотношениях времен конвекции вещества и магнитного поля. Показано, что возможны сценарии, при которых: 1) магнитное поле усиливается, имея сколь угодно малое начальное значение; 2) магнитное поле исчезает, будучи изначально конечным; 3) поведение скорости и магнитного поля вблизи стационарных значений и вдали от них может существенно различаться. Усиление/ослабление среднеквадратичного магнитного поля не зависит от начальных условий и определяется только параметрами К33. Параметры конвективной зоны Солнца соответствуют пограничному случаю между 1 и 2, и их малые изменения могут приводить к различным сценариям.

Вопрос о природе предвестников солнечных вспышек, а также об их взаимосвязи с последующими вспышками, до сих пор не имеет однозначного ответа. Это обусловлено, в частности, недостатком систематических статистических работ, относительной неполнотой (в отрыве от контекста развития всей активной области) исследований отдельных событий и неоднозначностью самого термина “предвестник”. В настоящей работе рассматривается динамика активной области (АО) NOAA 12230, в которой 9 декабря 2014 года в течение 12 часов произошла серия гомологических вспышек (С5–С9) со средней скважиостью около 2 часов. Эта АО отличалась быстрым ростом вспышечной активности с последующим быстрым спадом, что может рассматриваться как хороший пример для изучения потенциальных предвестников серий вспышек. Мы исследуем эволюцию АО NOAA 12230 в течение относительно длительного периода (несколько дней) и ее переход из состояния “без вспышек” во вспышечно-активный режим. Для этого мы изучаем динамику магнитного поля с помощью магнитограмм SDO/HMI, ультрафиолетовых изображений по данным SDO/AIA, рентгеновских наблюдений по данным GOES/XRS и RHESSI. Таким образом, мы выделили несколько фаз развития АО с точки зрения динамики магнитного поля и всплесковой/вспышечной активности. Предложен метод построения часовых интегральных карт УФ-вариандий (уярчений) по данным AIA 1600 _A. Мы пришли к выводу, что значительное увеличение вариаций хромосферного излучения на фоне малого потока мягкого рентгеновского и ультрафиолетового излучения из короны, наблюдавшееся 8 декабря 2014 года, вместе со всплытием магнитного потока может рассматриваться как предвестник серии вспышек. Также проведен анализ появления рентгеновских источников слабых всплесков перед серией вспышек. Показано, что рентгеновские всплески развивались в тех же плазменных структурах, где и будущие вспышки. Полученные результаты показывают важность и перспективность применения новых методов синоптических наблюдений Солнца в контексте сбора статистики (“истории”) энерговыделения АО в разных диапазонах электромагнитного спектра. Другими словами, важно отслеживать не только динамику структуры магнитного поля, но и то, как АО выделяет запасенную магнитную энергию. Комплексный подход позволит разработать новые методы прогноза вспышек: возможно, лучше, чем просто учет структуры магнитного поля.

В работе приводятся и обсуждаются результаты по созданию каталога солнечных вспышек Сибирского Радиогелиографа (СРГ) с использованием методов машинного обучения. Высокая чувствительность инструмента, а также использование временных профилей суммы коэффициентов корреляции пар антенн (корреляционных кривых) для поиска событий, позволили включить в каталог слабые события, которые слабо различимы на временных профилях потока излучения. Для отбора событий-кандидатов была предложена и протестирована методика, которая позволяет определить начало, максимум и окончание солнечной вспышки (события), анализируя производную временного профиля, заданного численной функцией. Так как целью каталога является отбор широкополосных событий, был введен критерий, который позволяет автоматически отбирать событие в зависимости от одновременного отклика на нескольких частотах. Для уточнения солнечной природы событий и качества наблюдательных данных в тестовом режиме был применен Метод Опорных Векторов (SVM). Объем наблюдательных данных, полученный СРГ во второй половине 2023 г. и за 2024 г., предоставил обширный материал как для обучения моделей, так и для их тестирования. Он был применен к временным профилям, полученным на полосе 9–10 ГГц для разделения на классы “вспышка”, “фон” и “артефакт”.

Рассмотрено ускорение электрическим полем квазитепловых частиц, скорость которых больше тепловой, в различных трактовках для силы динамического торможения электронов при кулоновских столкновениях. Показано, что если скорость электронов превышает тепловую в два раза, то силы динамического торможения при учете электрон-электронных столкновений (приближение Спитцера) и изменения функции распределения фоновых электронов под действием электрического поля (приближение Драйсера) практически совпадают. Если электрическое поле гораздо меньше поля Драйсера, то подходы Спитцера и Харрисона (последний учитывает не только электрон-электронные столкновения, но и изменения функции распределения фоновых электронов) совпадают лишь с точностью до коэффициента. Обсуждаются следствия полученных результатов в проблеме ускорения квазитепловых электронов в солнечных вспышках.

Главная особенность последнего года развития 25-го солнечного цикла второго цикла 2-ой эпохи пониженной солнечной активности – резкое увеличение пятнообразовательной деятельности и, особенно, количества вспышечно-активных областей и, соответственно, рост числа больших солнечных вспышек, самых мощных на ветви роста текущего солнечного цикла. Это поставило его выше низкого солнечного цикла 24 и переходного 23 по числу значимых вспышек за соответствующий период. В фазе максимума текущего солнечного цикла 25 заметно возросло число симпатических вспышек значимых классов (> M1), что позволило начать изучение как самих таких вспышек, так и активных областей, в которых они реализовывались.

Исследуются взаимодействие нетепловых электронов, инжектированных во вспышечную петлю, и турбулентности вистлеров в ней. Рассматривается турбулентность, генерируемая внешним источником, с пространственными и временными характеристиками, аналогичными характеристикам инжекции электронов; предполагается, что оба эти процесса происходят в одно время и в одном месте при энерговыделении во вспышке. Выявлены особенности трансформации распределений нетепловых электронов по энергии и питч-углам при учете обратного воздействия электронов на турбулентность вистлеров. Установлено, что мощность источника турбулентности и турбулентный захват нетепловых электронов существенно влияют на процесс дополнительного ускорения. В отличие от модели с заданным стационарным распределением турбулентности вистлеров, в модели с согласованным взаимодействием происходит значительное уменьшение плотности энергии турбулентности, что в значительной степени снижает эффективность доускорения электронов.