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

封面

如何引用文章

全文:

开放存取 开放存取
受限制的访问 ##reader.subscriptionAccessGranted##
受限制的访问 订阅存取

详细

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.

全文:

受限制的访问

作者简介

И. Шарыкин

Институт космических исследований РАН

编辑信件的主要联系方式.
Email: ivan.sharykin@phystech.edu
俄罗斯联邦, Москва

И. Зимовец

Институт космических исследований РАН

Email: ivan.sharykin@phystech.edu
俄罗斯联邦, Москва

А. Косовичев

Технологический институт Нью-Джерси

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

И. Мышьяков

Институт солнечно-земной физики СО РАН

Email: ivan.sharykin@phystech.edu
俄罗斯联邦, Иркутск

参考

  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).

补充文件

附件文件
动作
1. JATS XML
下载
2. Fig. 1. Count rates from RHESSI X-ray telescope data in the three energy bands are shown in panel (a). The red contours in (b) show the velocity perturbations along the beam of view in the HMI Dopplergrams, and the black line is the NL. The black and white substrate in (b1) and (b2) correspond to the vertical and horizontal magnetic field maps obtained from the HMI vector magnetograms. The time profile of the total acoustic power dynamics of the sunquake (obtained using the helioseismic holography technique) is shown by the black histogram in panel (c). The black line in (c) shows zero, and the dashed lines show the 1 and 3 sigma levels. The 1-8 Å X-ray flux from GOES data is shown in blue, and the derivative is indicated in red. A map of the spatial distribution of the acoustic power is shown in (d), where the dashed line bounds the region where we counted the acoustic energy shown in (c). White contours indicate Doppler velocity perturbations. Yellow straight lines constrain the averaging sector for the construction of time-distance diagrams (f-e) showing the propagation of sunshake waves. The yellow dashed line (e) indicates the theoretical helioseismic wave propagation curve within the framework of geometrical optics. (f) and (e) show exactly the same diagrams.

下载 (973KB)
索引源数据
3. Fig. 2. Comparison of the AIA 304 Å (a) and 131 Å (b)-(f) EUV maps with X-ray maps from RHESSI data in different energy ranges (indicated by the corresponding text in the panels): 6-12 (a)-(f), 12-25 (a)-(f), and 25-50 keV (a)-(c). The maps show five different time moments. For panels (a) and (b), images for one time interval are shown.

下载 (984KB)
索引源数据
4. Fig. 3. Results of the time sequence approximation of the X-ray spectra (a)-(e) in two approximations: 1) two-temperature; 2) one-temperature and thick target model. An example of a spectrum approximated in the two approximations is shown in (f). The dynamics of soft X-ray sources is shown for two energy ranges: 6-12 (black) and 12-25 keV (red): (g) area of the sources; (h) displacement of the sources along the helioprojection X coordinate (from east to west); (i) X-component of the velocity of the sources.

下载 (700KB)
索引源数据
5. Fig. 4. Analysis of microwave radio emission from NoRP and RSTN data. Shown are the NoRP and RSTN time profiles (a)-(c) compared to RHESSI data (d)-(e) and the time derivative of the 1-8 Å X-ray flux from GOES data (red in (e)). Panels (f)-(i) show microwave spectra (error points) for four time moments (10, 12, 17, and 20 min at (a)-(e): blue, black, red, and orange). Model spectra of homogeneous sources are shown as solid or dashed lines. The parameters of the sources are signed directly on the panels.

下载 (920KB)
索引源数据
6. Fig. 5. In panel (a), two columns of pixels (image slice) are superimposed on top of the AIA EUV image in the 131 Å channel, for which time-distance diagrams are plotted in panels (b)-(d): slice 1 in (b) and (d) and slice 2 in (c). The plots under number 1 correspond to the time sequence of the conventional EUV images, while number 2 indicates the running difference image sequence for channels 131 (b)-(c) and 94 Å (d). In panel (e), the map of vertical electric currents is compared with the regions of strong photospheric perturbations visible in the Dopplerograms (thin black contours). The thick black line shows the NL. The results of the nonlinear force-free magnetic field extrapolation are shown in panel (f). The background shows the distributions of the vertical component of the magnetic field and the NL (black line). The regions of photospheric perturbation are shown as dashed lines.

下载 (1MB)
索引源数据
7. Fig. 6. Panel (a) compares the time profile of the hard X-ray emission from RHESSI data in the 25-50 keV range with the microwave radio flux from NoRP data at 9.4 GHz. The panel itself indicates the characteristic time periods and the possible manifestation of accelerated electrons trapped in the magnetic trap. Panel (b) indicates the three model magnetic structures (within the NLFFF extrapolation) selected with the GX Simulator to analyze the distribution of the magnetic field magnitude along them. The same near and lateral views are shown in panels (d) and (e). The said panels with magnetic loop models and diagram (c) show the regions of possible trapping of accelerated electrons in magnetic traps. The magnetic field distribution along the structures is shown in the three lower panels. The value of the lengths of the structures and the minimum values of the magnetic field along them are also indicated there.

下载 (827KB)
索引源数据

版权所有 © Russian Academy of Sciences, 2024

Согласие на обработку персональных данных с помощью сервиса «Яндекс.Метрика»

1. Я (далее – «Пользователь» или «Субъект персональных данных»), осуществляя использование сайта https://journals.rcsi.science/ (далее – «Сайт»), подтверждая свою полную дееспособность даю согласие на обработку персональных данных с использованием средств автоматизации Оператору - федеральному государственному бюджетному учреждению «Российский центр научной информации» (РЦНИ), далее – «Оператор», расположенному по адресу: 119991, г. Москва, Ленинский просп., д.32А, со следующими условиями.

2. Категории обрабатываемых данных: файлы «cookies» (куки-файлы). Файлы «cookie» – это небольшой текстовый файл, который веб-сервер может хранить в браузере Пользователя. Данные файлы веб-сервер загружает на устройство Пользователя при посещении им Сайта. При каждом следующем посещении Пользователем Сайта «cookie» файлы отправляются на Сайт Оператора. Данные файлы позволяют Сайту распознавать устройство Пользователя. Содержимое такого файла может как относиться, так и не относиться к персональным данным, в зависимости от того, содержит ли такой файл персональные данные или содержит обезличенные технические данные.

3. Цель обработки персональных данных: анализ пользовательской активности с помощью сервиса «Яндекс.Метрика».

4. Категории субъектов персональных данных: все Пользователи Сайта, которые дали согласие на обработку файлов «cookie».

5. Способы обработки: сбор, запись, систематизация, накопление, хранение, уточнение (обновление, изменение), извлечение, использование, передача (доступ, предоставление), блокирование, удаление, уничтожение персональных данных.

6. Срок обработки и хранения: до получения от Субъекта персональных данных требования о прекращении обработки/отзыва согласия.

7. Способ отзыва: заявление об отзыве в письменном виде путём его направления на адрес электронной почты Оператора: info@rcsi.science или путем письменного обращения по юридическому адресу: 119991, г. Москва, Ленинский просп., д.32А

8. Субъект персональных данных вправе запретить своему оборудованию прием этих данных или ограничить прием этих данных. При отказе от получения таких данных или при ограничении приема данных некоторые функции Сайта могут работать некорректно. Субъект персональных данных обязуется сам настроить свое оборудование таким способом, чтобы оно обеспечивало адекватный его желаниям режим работы и уровень защиты данных файлов «cookie», Оператор не предоставляет технологических и правовых консультаций на темы подобного характера.

9. Порядок уничтожения персональных данных при достижении цели их обработки или при наступлении иных законных оснований определяется Оператором в соответствии с законодательством Российской Федерации.

10. Я согласен/согласна квалифицировать в качестве своей простой электронной подписи под настоящим Согласием и под Политикой обработки персональных данных выполнение мною следующего действия на сайте: https://journals.rcsi.science/ нажатие мною на интерфейсе с текстом: «Сайт использует сервис «Яндекс.Метрика» (который использует файлы «cookie») на элемент с текстом «Принять и продолжить».