Плазменные процессы в магнитных структурах атмосфер солнца и вспыхивающих звезд

На правах рукописи

ЦАП Юрий Теодорович ПЛАЗМЕННЫЕ ПРОЦЕССЫ В МАГНИТНЫХ СТРУКТУРАХ АТМОСФЕР СОЛНЦА И ВСПЫХИВАЮЩИХ ЗВЕЗД Специальность 01.03.02 астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико–математических наук

Санкт–Петербург 2008

Работа выполнена в НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория" Ми нистерства образования и науки Украины, Главной (Пулковской) астрономи ческой обсерватории Российской академии наук

Научный консультант: доктор физико–математических наук СТЕПАНОВ Александр Владимирович

Официальные оппоненты: доктор физико–математических наук БЕСПАЛОВ Петр Алексеевич доктор физико–математических наук ФОМИЧЕВ Валерий Викторович доктор физико–математических наук ЯСНОВ Леонид Васильевич

Ведущая организация: Физико–технический институт РАН им. А.Ф. Иоф фе

Защита состоится " " 2008 г. в на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора физико–математических наук при Главной (Пулков ской) астрономической обсерватории Российской академии наук по адресу:

196140, Санкт–Петербург, Пулковское шоссе, 65/1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан " " 2008 г.

Ученый секретарь диссертационного совета, кандидат физико-математических наук Е. В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Введение Как известно, 99% барионного вещества Вселенной состоит из плазмы. Атмо сферы звезд, излучение которых служит единственным источником инфор мации об их строении и динамике, пронизаны магнитными полями, играющи ми ключевую роль во многих космических явлениях. Поэтому неудивительно, что методы физики плазмы находят самое широкое применение в астрономии на протяжении последних десятилетий.

Среди различных космических тел особое место принадлежит Солнцу (G2V) и красным карликам. Солнце является ближайшей звездой и его по праву можно назвать розеттским камнем астрофизики, служащим по образ ному выражению Паркера "воротами к звездам". В свою очередь, согласно каталогу SDSS (Sloan Digital Sky Survey), из 8000 звездных объектов в окрест ности Солнца около 75% относятся к красным карликам, среди которых бо лее 50% звезд спектрального класса M4 –M9 обнаруживают высокий уровень магнитной активности [1 ].

К настоящему времени получено много указаний, свидетельствующих о единой природе энерговыделения на Солнце и вспыхивающих звездах. Счи тается, что вспышки возникают из–за развития магнитогидродинамических (МГД) и кинетических неустойчивостей в одной или нескольких корональ ных арках, тогда как магнитные трубки служат каналами, через которые происходит перенос энергии конвективных движений плазмы из фотосферы в верхние слои атмосфер. Диссертация посвящена изучению плазменных про цессов в таких магнитных структурах на Солнце и вспыхивающих звездах.

Актуальность работы Несмотря на армаду космических лабораторий и крупных наземных телеско пов, физическая природа многих солнечных и звездных явлений остается до конца не выясненной. Среди нерешенных фундаментальных проблем одними из наиболее актуальных являются проблемы вспышечного энерговыделения и нагрева корональной плазмы. До сих пор не совсем ясно, каким образом происходит трансформация свободной энергии магнитного поля в тепловую и энергию ускоренных частиц. Все еще вызывает много споров вопрос об источниках нагрева корон Солнца и звезд.

Существенный вклад в решение этих задач может внести бурно развива ющееся с конца 90–х годов новое перспективное направление исследований, названное корональной сейсмологией. МГД волны и колебания в солнечной и звездных коронах привлекают внимание многих исследователей на протя жении более чем 70 лет, начиная с пионерских работ Дизона [2 ], обнару жившего пульсации солнечного протуберанца, а также Альвена [3 ], Бирма на [4 ] и Шварцшильда [5 ], независимо друг от друга выдвинувших гипотезу о волновом нагреве корональной плазмы Солнца. Однако лишь сравнитель но недавно благодаря совершенствованию космических технологий, улучше нию чувствительности приемников излучения и пространственного разреше ния телескопов, появилась возможность непосредственных наблюдений МГД пульсаций в магнитных структурах верхней атмосферы Солнца.

За последнее время, хотя и удалось достигнуть заметного прогресса в на блюдательной корональной сейсмологии, тем не менее, мало уделялось вни мания разработке методов диагностики плазмы и магнитных полей на основе короткопериодических осцилляций вспышечного излучения, значения перио дов которых в солнечной короне составляют 110 с. В значительной мере это связано с тем, что, согласно широко цитируемой работе Робертса и др. [6 ], быстрые магнитозвуковые (БМЗ) моды типа перетяжек (радиальные моды) могут возбуждаться лишь в сравнительно толстых корональных петлях, ко гда их длина L сравнима с радиусом сечения a. Между тем, как показали Зайцев и Степанов [7 ], такой вывод нельзя считать обоснованным, поскольку излучающие радиальные БМЗ моды существуют и в тонких арках (L a), характерных, в частности, для Солнца.

Актуальность изучения короткопериодических пульсаций излучения обу словлена еще и тем, что в настоящее время активно дискутируется вопрос о параметрах петель в коронах вспыхивающих звезд. Как правило, для оценки их длин, концентрации и температуры плазмы обычно исходят из размер ностных соотношений, следующих из уравнения теплового баланса. Но такой подход требует не всегда обоснованных предположений, что зачатую приво дит к противоречивым результатам. Поэтому необходимо привлечение иных независимых методов диагностики.

Помимо колебаний в магнитных структурах могут также возбуждаться различные МГД неустойчивости, с которыми связывают многие нестацио нарные явления в атмосферах Солнца и звезд. Однако в большинстве работ на эту тему корональную арку представляют в виде идеализированного пря мого плазменного цилиндра. Вместе с тем учет кривизны петель, а также воздействия внешних сил может существенно сказаться на конечных резуль татах и привести к появлению нового класса баллонных неустойчивостей колебательных (overstability).

В настоящее время считается, что шлемовидные магнитные структуры играют важную роль в происхождении солнечных вспышек. Причем в ходе вспышечного энерговыделения над вершинами петель наблюдаются плотные и горячие выбросы плазмы (плазмоиды, блобы), которые для импульсных событий никак не связаны с эрупцией ниже расположенного магнитного жгу та [8,9 ]. На наш взгляд, их происхождение может может быть связано с от рывом от вершины петли плазменного "языка", образующегося в результате развития баллонной неустойчивости. Однако убедительных свидетельств в пользу данной гипотезы до сих пор получено не было.

Ускоренные во вспышке электроны и протоны генерируют различные плазменные волны, которые могут оказывать определяющее влияние на рас пространение заряженных частиц в корональных арках (пробкотронах). Тем не менее, часто полагают, что диффузия электронов в конус потерь опреде ляется кулоновскими столкновениями [10 ]. Это и не удивительно, так как вплоть до последнего времени убедительных наблюдательных данных, сви детельствующих о доминирующей роли плазменных волн в динамике и эво люции энергичных электронов корональных арок, не существовало. Лишь недавно с помощью радиогелиографа Нобеяма удалось разрешить движу щийся вдоль корональной арки с аномально низкой скоростью нетепловой источник [11 ]. Поскольку излучение на 17 и 34 ГГц определяется электро нами релятивистских энергий, то объяснение, предложенное Степановым и др. [11 ], состояло в том, что данное необычное явление обусловлено сильной питч–угловой диффузией высокоэнергичных электронов на свистах, замед ляющей поток частиц [12 ]. Вместе с тем детальный анализ инкрементов воз буждения волн с учетом релятивистских поправок в условиях корональных арок не проводился.

С появлением динамических солнечных спектрографов сантиметрового диапазона обнаружилось богатство тонкой спектрально–временной структу ры излучения вспышек. В частности, на станции Хуайроу (Китай) наблюда лось более 30 полос в зебра–структуре [13 ], которые не проявляются в таком большом количестве на метровых волнах. Это требует дополнительных ис следований генерации плазменных волн в арках ускоренными электронами с характерным степенным распределением по энергиям.

Мелкомасштабные волны способны также влиять на распространение низ коэнергичных ( 1 МэВ) протонов, которые могут содержать значительную часть энергии солнечных и звездных вспышек. Поэтому не следует исклю чать, что альвеновская турбулентность определяет наблюдаемые особенности ударной поляризации в линии H. Важность подобных исследований трудно переоценить, поскольку вклад низкоэнергичных протонов в жесткое излуче ние вспышек пренебрежимо мал.

Считается, что за нагрев корон Солнца и звезд, вероятнее всего, ответ ственны либо альвеновские волны, генерируемые в фотосфере конвективны ми движениями, либо нано– и микровспышки (элементарные вспышечные события), обусловленные многочисленными мелкомасштабными пересоеди нениями магнитных силовых линий [14 ]. Обе гипотезы встречаются с теми или иными трудностями. Так, согласно наблюдениям в различных волновых диапазонах [14 ], частота элементарныx вспышечныx событий слишком мала.

Между тем альвеновские волны подвержены сильному отражению в пере ходном слое между хромосферой и короной [15 ], а также могут испытывать значительные энергетические потери при увеличении их амплитуды. Отсюда возникает необходимость в дополнительных исследованиях причин нагрева корон.

Основные цели диссертации 1. Проанализировать дисперсионное уравнение МГД колебаний корональ ных петель и определить декремент их акустического затухания.

2. Найти условия возникновения баллонной неустойчивости во вспышеч ных петлях с учетом кривизны магнитных силовых линий.

3. Изучить особенности возбуждения собственных мод колебаний в коро нальных петлях с "вмороженными" основаниями.

4. Исследовать модуляцию излучения тепловой и нетепловой природы МГД колебаниями в магнитных структурах атмосфер Солнца и вспыхиваю щих звезд.

5. Выяснить механизмы диссипации МГД волн в условиях солнечной и звездных корон.

6. Разработать новые методы корональной сейсмологии для диагностики плазмы и магнитных полей в областях вспышечного энерговыделения Солнца и активных красных карликов.

7. Провести сравнительный анализ инкрементов неустойчивостей свистов и электростатических волн, генерируемых релятивистскими электронами в корональных арках.

8. Рассмотреть механизм возбуждения верхнегибридных волн на двойном плазменном резонансе энергичными электронами с конусом потерь и сте пенным распределением по энергиям.

9. Исследовать эффективность рассеяния пучка низкоэнергичных прото нов на мелкомасштабных альвеновских волнах в области вспышечного H–излучения на Солнце.

10. Проанализировать особенности распространения волн альвеновского ти па в стратифицированных атмосферах с учетом тонкой структуры маг нитного поля.

11. На основе микроволновых наблюдений попытаться обнаружить альве новские волны и элементарные вспышечные события в солнечных ак тивных областях, а также выяснить их роль в нагреве атмосфер Солнца и звезд.

Основные положения, выносимые на защиту 1. Период излучающих радиальных колебаний магнитной трубки опреде ляется радиусом сечения, а не ее длиной. Акустическое затухание таких колебаний играет важную роль и зависит от отношения плотностей внут ри и снаружи петли.

2. Корональная сейсмология эффективный метод диагностики плазмы и магнитных полей Солнца и звезд.

3. Изгибные колебания вспышечных петель раскачивают баллонную неустойчивость при малых значениях плазменного параметра бета.

4. Свисты оказывают доминирующее влияние на распространение реляти вистских электронов в корональных арках.

5. За генерацию многополосной зебра–структуры в микроволновом излу чении Солнца ответственна конусная неустойчивость верхнегибридных волн на двойном плазменном резонансе.

6. Альвеновская турбулентность возбуждается потоками низкоэнергичных протонов в верхней хромосфере Солнца, вызывая деполяризацию H– излучения солнечных вспышек.

7. Поперечные и особенно крутильные моды с периодами 10 40 с, гене рируемые на уровне фотосферы конвективными движениями в тонких магнитных трубках, эффективно проникают в корону Солнца, обеспечи вая ее нагрев.

8. Элементарные вспышечные события играют важную роль в нагреве плазмы солнечных активных областей.

Научная новизна 1. Предложены новые аналитические и численные методы расчета декре мента акустического затухания МГД осцилляций корональных арок.

2. Доказано, что период излучающих радиальных колебаний магнитной трубки определяется радиусом сечения, а не ее длиной.

3. Разработаны новые методы диагностики плазмы и магнитных полей вспышечных петель по наблюдаемым пульсациям излучения Солнца и активных красных карликов в различных диапазонах длин волн.

4. Определены условия развития баллонной неустойчивости в тонких ко рональных петлях с учетом их кривизны.

5. Показано, что формирование шлемовидных структур и плазмоидов над вспышечными петлями может происходить в результате возбуждения баллонной неустойчивости изгибными колебаниями петель.

6. Сделан вывод о доминирующей роли турбулентности свистов в питч– угловой диффузии анизотропных электронов релятивистских энергий в корональных арках.

7. Установлено, что большое количество полос ( 30) в динамических спек трах зебра–структуры может возникать при возбуждении верхнегибрид ных волн на двойном плазменном резонансе ускоренными электронами с конусом потерь и степенным распределением по энергиям.

8. Доказана возможность изотропизации потока низкоэнергичных прото нов в области H–излучения солнечных вспышек из–за резонансного взаимодействия частиц с мелкомасштабными альвеновскими волнами.

9. Получены свидетельства о доминирующем вкладе альвеновских волн с периодами 10 40 с в нагрев солнечной корональной плазмы.

10. На основе оригинальных микроволновых наблюдений установлена важ ная роль элементарных вспышечных событий в нагреве плазмы переход ного слоя и верхней хромосферы активных областей Солнца.

Научная и практическая значимость Предложенные в диссертации теоретические модели позволяют дать физиче скую интерпретацию и детальное описание плазменных процессов в магнит ных структурах атмосфер Солнца и вспыхивающих звезд.

Предсказываемые наблюдательные характеристики реальных объектов и феноменов могут служить основой для диагностики параметров вспышеч ной плазмы. Разработанные модели процессов энерговыделения в корональ ных арках и нагрева корон могут быть использованы для создания физи чески обоснованных методов прогноза состояния околоземного космического пространства. Привлечение полученных результатов открывает возможность обоснованного планирования экспериментов для обнаружения в наблюдае мых солнечных и звездных явлениях особенностей, предсказываемых моде лями.

Основные результаты опубликованы в ведущих научных журналах, трудах международных и национальных конференций, широко цитируются специа листами в области астрофизики.

Апробация работы Результаты работы докладывались и обсуждались на семинарах НИИ "КрАО", ГАО РАН, обсерваторий Киевского национального университета и Нобеяма (Япония), университетов Глазго и Воррика (Великобритания), включая следующие научные конференции и симпозиумы:

• The 9th European Meeting on Solar Physics, September 12–18 (Florence, Italy, 1999).

• JENAM–2000, 29 мая–3 июня (Москва, 2000).

• Конференция "Солнце в максимуме активности и солнечно–звездные аналоги", 17–22 сентября (Санкт–Петербург, ГАО РАН, 2000).

• Конференции "Околоземная астрономия XXI века", 21–25 мая (Звени город, 2001).

• Конференция "Солнечная активность и внутреннее строение Солнца", 4–9 июня (Крым, НИИ "КрАО", 2001).

• CESRA Workshop on Energy Conversion and Particle Acceleration in the Solar Corona, July 2–6 ( Ringberg Castle, Germany, 2001).

• Всероссийская астрономическая конференция, 6–12 августа (Санкт– Петербург, 2001).

• Конференция "Солнечная активность и параметры ее прогноза", 3– июня (Крым, НИИ "КрАО", 2002).

• Международная конференция "Солнечная активность и космические лу чи после смены знака полярного магнитного поля Солнца", 17–22 июня (Санкт–Петербург, ГАО РАН, 2002).

• Конференции стран СНГ и Прибалтики "Активные процессы на Солнце и звездах", 1–6 июля (Санкт–Петербург, СПбГУ, 2002).

• The 10th European Solar Physics Meeting "Solar Variability: From Core to Outer Frontiers", September 9–14 (Prague, Czech Republic, 2002).

• Вторая Украинская конференция по перспективным космическим иссле дованиям, 21–27 сентября (Крым, Кацивели, 2002).

• Конференция стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", 2–7 июня (Нижний Новгород, 2003).

• Конференция памяти академика А.Б. Северного "Солнце и космическая погода", 10–14 июня (Крым, НИИ "КрАО", 2003).

• Третья Украинская конференции по перспективным космическим иссле дованиям, 15–19 сентября (Крым, Кацивели, 2003).

• Международный семинар "Физика Солнца и звезд", 22–24 октября (Эли ста, 2003).

• Всероссийская астрономическая конференция "Горизонты Вселенной", 3–10 июня (Москва, ГАИШ МГУ, 2004).

• CESRA Workshop 2004 "The high energy solar corona: waves, eruptions, particles", June 7–11 (Isle of Skye, Scotland, 2004).

• IAU Symposium 223 "Multi–Wavelength Investigation of Solar Activity", 14–19 июня (Санкт–Петербург, 2004).

• Conference "Astronomy in Ukraine Past, Present and Future", 15–17 июля (Киев, ГАО НАНУ, 2004).

• Четвертая украинская конференции по перспективным космическим ис следованиям, 12–19 сентября (Крым, Кацивели, 2004).

• Восьмой съезд Астрономического общества и Международного симпо зиума "Астрономия 2005: состояние и перспективы развития", 1–6 июня (Москва, ГАИШ МГУ, 2005).

• Конференция "Физика небесных тел", 11–18 сентября (Крым, НИИ "КрАО", 2005).

• Всероссийская конференция "Экспериментальные и теоретические ис следования основ прогнозирования гелиофизической активности", 10– октября (Троицк, ИЗМИРАН, 2005).

• IAU Symposium 233 "Solar Activity and its Magnetic Origin", March 31– April 4 (Cairo, Egypt, 2006).

• The XXVIth General Assembly IAU, August 14–25 (Prague, Czech Republic, 2006).

• Конференция "Физика Солнца", 11–16 сентября (Крым, НИИ "КрАО", 2006).

• Четвертая астрономические конференции "Избранные вопросы астроно мии и астофизики", посвященная памяти Богдана Бабия, 18–21 октября (Львов, ЛНУ, 2006).

• Конференция "Солнце активное и переменное", 2–8 сентября (Крым, НИИ "КрАО", 2007).

• The 7–th Annual International Conference "Relativistic Astrophysics, Gravitation and Cosmology", May 23–25 (Киев, АO КНУ, 2007).

• CESRA Workshop "Solar Radio Physics and the Flare–CME Relationship", June 12–16 (Ioannina, Greece, 2007).

• XI Пулковская международная конференция по физике Солнца "Физи ческая природа солнечной активности и прогнозирование ee геофизиче ских проявлений", 2–7 июля (Санкт–Петербург, ГАО РАН, 2007).

• Симпозиум "Международный гелиофизический год. Новый взгляд на солнечно–земную физику", 5–10 ноября (Звенигород, 2007).

Всего опубликовано около 50 тезисов докладов.

Диссертационная работа выполнена согласно научным планам НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория" МОНУ и Главной (Пулковской) обсерватории РАН. Исследования проводились в рамках научных тем "Мил лиметровое излучение Солнца"(рег. N 0101U002231), "Исследование крупно масштабных структур в атмосфере Солнца и сейсмология короны"(рег. N 0105U002195), "Мониторинг солнечной активности для диагностики косми ческой погоды"(рег. N 0105U002196). Работа была поддержана российскими и международными грантами: ИНТАС (N 00–543), программами Президиума РАН “Происхождение и эволюция звезд и галактик”, "Активность Солнца" и программой ОФН–16, Российским фондом фундаментальных исследований (гранты N 06–02-16859, 06–02–16838).

Результаты, полученные в работе, входили в списки "Важнейшие дости жения в области астрономии" Научного совета РАН по астрономии.

Публикации По теме диссертации автором опубликовано 50 статей, из них 34 в астрономи ческих журналах, в том числе: 13 в российских журналах, рекомендован ных ВАК для публикации основных результатов ("Астрономический жур нал", "Письма в Астрономический журнал", "Известия РАН. Серия физиче ская"), 15 в украинских журналах ("Кинематика и физика небесных тел", "Известия КрАО", "Космическая наука и технология", "Journal of Physical Studies"), 4 - в международных журналах ("Solar Physics", "Advances in Space Research"), 14 статей в сборниках трудов российских и международных на учных конференций. Все статьи опубликованы после защиты кандидатской диссертации.

Личный вклад диссертанта Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором как само стоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из НИИ "КрАО", ГАО РАН, САО РАН, ИСЗФ CO РАН, ФГНУ НИРФИ, обсерватории Нобеяма (Япония).

Автор принимал активное участие в разработке теоретических моделей и в наблюдениях на РТ–22 НИИ "КрАО". В работах, посвященных аналитиче скому анализу декремента затухания колебаний корональных петель, иссле дованию равновесия и устойчивости магнитных конфигураций, модуляции излучения МГД волнами, двойному плазменному резонансу, возбуждению звуковых колебаний в звездных арках, диагностике микроволнового излуче ния, распространению волн альвеновского типа в атмосферах Солнца и звезд, автору принадлежит инициатива в постановке задач и ведущая роль в их ре ализации. В остальных работах, опубликованных в соавторстве, вклад автора в решении рассматриваемых проблем равный.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, трех приложе ний и списка литературы, включающего 534 наименования библиографиче ских источников. Работа содержит 280 страниц и 65 рисунков.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ Во Введении дана общая характеристика работы, обоснована актуальность темы диссертации, сформулированы цели и задачи исследования, основные результаты, выносимые на защиту, указаны их научная новизна и практиче ская ценность.

Глава 1 посвящена исследованию МГД процессов в корональных арках Солнца и вспыхивающих звезд. Основное внимание уделяется механизму аку стического затухания колебаний квазиоднородных магнитных трубок, усло виям развития баллонной неустойчивости в корональных арках и проблеме "вмороженности" их оснований в фотосферу.

В разделе 1.1 проведен критический обзор работ по данной тематике. По казано, что без обстоятельного анализа дисперсионного уравнения МГД ко лебаний магнитной трубки делать заключения о зависимости периода ради альных БМЗ мод только от ее длины некорректно, поскольку их продольная фазовая скорость может зависеть от волнового числа произвольным обра зом. Обсуждены методы расчета акустического затухания колебаний маг нитных трубок. Показана важность учета кривизны корональных петель в случае рассмотрения баллонной неустойчивости. При этом описание плазмен ных процессов на языке дрейфов заряженных частиц вследствие пренебре жения токами намагничивания может приводить к некорректным выводам.

Изложены аргументы, свидетельствующие о необходимости пересмотра су ществующих подходов, привлекаемых для определения условий закрепления оснований корональных петель.

В разделе 1.2 приведен вывод обобщенного дисперсионного уравнения МГД колебаний квазиоднородных магнитных трубок. Анализируются дис персионные особенности собственных мод колебаний, а именно, БМЗ, мед ленных магнитозвуковых (ММЗ) и альвеновскиx волн [3,8,10,33,34,46,49]. По казано, что в магнитных трубках могут возбуждаться не только неизлучаю щие, но и излучающие собственные моды колебаний, генерирующие бегущие МГД волны в окружающей плазме [45]. Этот вывод следует из дисперсионно го уравнения и асимптотического поведения функций Ханкеля на больших расстояниях от оси трубки, которые принимают вид цилиндрических бегу щих волн. Ранее возможность существования излучающих мод была пред сказана Зайцевым и Степановым [7 ], а также Спруитом [16 ]. Предложен новый метод расчета декремента акустического затухания на основе законов сохранения энергии, который для изгибных колебаний приводит к результа ту, согласующемуся с соответствующим выражением для декремента из ре шения дисперсионного уравнения. В случае радиальных БМЗ мод формулы для декрементов акустического затухания, полученные разными методами, совпадают лишь с точностью до коэффициента. С целью выяснения такого несоответствия дисперсионное уравнение решается численно [46,49]. Пока зано, что формула Зайцева–Степанова [7 ] для декремента затухания БМЗ волн является более адекватной. Проведенный численный анализ также сви детельствует, что когда плазменный параметр 1 и продольные волновые числа k kc, где kc критическое число, отделяющая излучающие (k kc ) моды от неизлучающих (k kc ), период радиальных колебаний магнитных трубок при ka 1 равен 2a Tp, j v A + c s здесь j 2.40, 5.52... нули функции Бесселя первого рода нулевого по рядка, vA и cs соответственно альвеновская скорость и скорость звука внут ри трубки. Поэтому, в отличие от утверждения авторов работы [17 ], период Tp определяется радиусом сечения петли a, а не ее длиной L, и декремент акустического затухания e a, 2 i где = 2/Tp частота колебаний, e и i плотности плазмы снару жи (e) и внутри (i) петли. Следовательно, при i e, что характерно для вспышечных арок солнечной короны, радиальные колебания могут быть высокодобротными. Полученные соотношения использованы для проведения диагностики плазмы и магнитных полей корональных петель Солнца и вспы хивающих звезд [10,25,28,32–34].

В разделе 1.3 изучены механизмы возникновения баллонной моды желобко вой неустойчивости в корональных арках [31,27,37]. Показано, что если учесть разделение электрических зарядов в замагниченной плазме из–за градиент ного и центробежного дрейфов заряженных частиц в неоднородном магнит ном поле, то диамагнитные эффекты, обусловленные токами намагничива ния, способны полностью компенсировать силы, ответственные за образова ние плазменных "языков". Это предполагает необходимость учета диамагне тизма плазмы и применение уравнений идеальной МГД для описания бал лонной неустойчивости в коронах Солнца и звезд. Между тем обычно счи тается, что "качественная" модель данного явления следует из дрейфовой теории [18 ]. Определены основные ограничения, накладываемые на приме нимость вариационного принципа (энергетического метода) для исследова ния устойчивости плазменных магнитных конфигураций. Обращено внима ние на физическое различие магнитных трубок в лабораторных плазменных установках (граница "плазма–вакуум") от трубок в коронах Солнца [1,6,37], звезд [28,32] и в магнитосферах планет [12,13] (граница "плазма–плазма").

Показано, что если условие консервативности (замкнутости) системы нару шается, то становится возможным развитие колебательных неустойчивостей (overstability). В приближении резкой границы "плазма–плазма" со смежной поверхностью площади S дестабилизирующий член, описывающий вторую вариацию потенциальной энергии, сводится к выражению p gn s2 dS.

WS = + n R S где p = pi pe и = i e разность газовых давлений и плотности плазмы внутри и снаружи системы, R радиус кривизны магнитных сило вых линий, gn и sn нормальные к направлению поля компоненты ускорения свободного падения и смещения. Как следует из уравнения, если pi pe и i e, что характерно для корональных петель, то первый член, стоящий под знаком поверхностного интеграла, формально соответствует хорошо из вестной из дрейфовой теории центробежной силе pi /R. Однако ее происхож дение в рассматриваемом случае связано с нарушением баланса градиентов полных давлений, а не разделением зарядов в области границы, возникаю щим под действием центробежного и градиентного дрейфов. Поскольку в за магниченной бесстолкновительной плазме газовое давление поперек магнит ного поля определяется токами намагничивания, то они будут ответственны за развитие баллонной неустойчивости. Это предполагает необходимость раз деления понятий дрейфового и МГД принципов соответствия.

Из анализа собственных мод колебаний тонкой тороидальной петли в ква зицилидрической системе координат следует, что решения линеаризованной системы уравнений идеальной МГД можно представить в виде суммы двух членов разных порядков малости [37]. Первый описывает колебания плаз менного цилиндра, а второй эффекты, обусловленные кривизной магнит ных силовых линий. Используя данное обстоятельство, а также редуциро ванное выражение для второй вариации потенциальной энергии установлено, что в корональных петлях баллонная неустойчивость наиболее эффективно раскачивается изгибными колебаниями. При этом критерий возникновения неустойчивости сводится к виду [37] a 2, R т.е. она легко возбуждается даже в тонких (R a) корональных арках. На основе наблюдательных данных обсуждена возможность формирования шле мовидных структур и плазмоидов над вспышечными петлями в результате развития баллонной неустойчивости.

В разделе 1.4 рассмотрены условия закрепления оснований корональ ных арок в фотосфере, которые существенно влияют как на развитие МГД неустойчивостей, так и на возбуждение собственных мод петель. С помощью закона сохранения энергии показано [36], что жесткое закрепление оснований (rigid wall condition) выглядит более обоснованным, чем закрепление только в поперечном направлении (ow–through condition). Детально анализируют ся фазовые соотношения между продольными и поперечными смещениями в случае возбуждения собственных мод. Поскольку при колебаниях разность фаз между такими смещениями равна /2 (узлу соответствует пучность и наоборот), то жесткое закрепление оснований петель (условие "вмороженно сти") казалось бы невозможно. Для разрешения этого противоречия исследо вано соотношение между амплитудами колебаний. Выяснено, что при малых значениях параметра как для изгибных, так и радиальных мод продольные смещения оказываются пренебрежимо малыми по сравнению с поперечными, что позволяет считать основания петель жестко закрепленными.

Глава 2 посвящена корональной сейсмологии Солнца и звезд. Особое внима ние уделяется методам диагностики плазмы и магнитных полей во вспышеч ных петлях по наблюдениям пульсаций в различных диапазонах длин волн:

радио, оптике, рентгене.

В разделе 2.1 изложена история возникновения корональной сейсмологии Солнца и звезд. Проводится обзор литературы. Подробно рассмотрены во просы происхождения короткопериодических колебаний излучения, а также отождествления альвеновских волн по радионаблюденям.

В разделе 2.2 рассмотрена модуляция тормозного и магнитормозного ме ханизмов излучения МГД колебаниями в магнитных пятнах и корональных арках. Показано [29], что при модуляции акустическими модами тормозно го излучения однородного источника глубина модуляции M достаточно мала и существенно не зависит от оптической толщины. Однако в случае магни тотормозного механизма для оптически тонкого источника с ростом номера циклотронной гармоники значение M может возрасти в несколько раз. Это позволяет объяснить наблюдаемый интервал глубин модуляций микроволно вого излучения, следующий из сравнения амплитуд пульсаций на спутнике TRACE и радиотелескопе VLA. Для оптически тонкого источника альве новские возмущения могут приводить к достаточно сильным флуктуациям теплового магнитормозного излучения [28]. Поскольку эффективность моду ляции для обыкновенных волн заметно выше, чем для необыкновенных, то колебания параметров Стокса I и V могут происходить как в фазе, так и в противофазе, что согласуется с наблюдениями. Как свидетельствует ана лиз модуляции оптического излучения, радиальные колебания петель более эффективно модулируют оптически тонкое тормозное излучение тепловой плазмы [32,33].

В разделе 2.3 проведен анализ модуляции нетеплового излучения МГД мо дами корональных арок [42,43]. Установлено, что волны альвеновского типа (изгибные и крутильные), наиболее эффективно модулируют интенсивность I гиросинхротронного излучения, если угол между направлением магнитного 60. В этом случае глубина модуляции оптически поля и лучом зрения тонкого источника M1 0.1, и с уменьшением она быстро возрастает. При бльших углах эффективнее модулируется степень круговой поляризации и о соответственно параметр Стокса V. Полученные оценки предполагают, что высокочастотные ( 10 ГГц) микроволновые наблюдения могут быть исполь зованы для исследований условий возбуждения и распространения альвенов ских волн во вспышечных петлях [45].

В модели коронального пробкотрона исследовано влияние радиальных БМЗ колебаний корональных арок на нетепловое гиросинхротронное излу чение захваченных электронов. Установлено, что в режиме умеренной питч– угловой диффузии концентрация ускоренных частиц со временем не меняет ся, если период БМЗ мод значительно больше характерного времени жизни захваченных в ловушке электронов. В этом случае осцилляции для оптически тонкого и оптически толстого источника происходят в противофазе. Получе но соотношение, позволяющее по глубине модуляции нетеплового гиросин хротронного излучения оценивать показатель спектра ускоренных электро нов [10].

В разделе 2.4 показано, что затухание радиальных БМЗ колебаний в плот ных ( 1011 см3 ) вспышечных петлях определяется ионной вязкостью и электронной теплопроводностью [10,33], тогда как ММЗ колебаний элек тронной теплопроводностью [34]. Приводятся выражения для декрементов затухания БМЗ и альвеновских мод в случае редких столкновений [46,50]. Об суждаются диссипативные процессы, обусловленные аномальной вязкостью и теплопроводностью, а также механизмы резонансного поглощения и фазо вого смешивания [38].

В разделе 2.5 исследовано влияние топологии магнитного поля на воз буждение, распространение и затухание изгибных колебаний корональных петель [9]. Высказана гипотеза, что открытая конфигурация магнитного по ля во внешней области может служить причиной отсутствия видимых ква зипериодических смещений корональных петель из–за генерации ими волн, распространяющихся вдоль магнитных силовых линий, которые вызывают быстрый отток волновой энергии. Не исключена также важная роль данного механизма в наблюдаемой низкой добротности изгибных колебаний. Вместе с тем, если количество узлов стоячей волны велико, то акустическое затухание изгибных мод будет незначительным. Это означает, что мелкомасштабные волны способны обеспечить более эффективный нагрев плазмы корональных петель, выступающих в роли волноводов.

В разделе 2.6 дана интерпретация быстрого уменьшения амплитуды ква зипериодических пульсаций метрового радиоизлучения со временем в радио всплеске IV типа [46]. Показано, что ввиду малой плотности плазмы в ис точнике излучения ( 108 см3 ) для оценки ионной вязкости и электронной теплопроводности формулы Брагинского [19 ] не применимы. В свою очередь, поскольку кулоновские соударения также не способны обеспечить наблюдае мую низкую добротность колебаний, то их быстрое затухание связывается с акустическим механизмом. Принятая модель позволила оценить отношение концентраций плазмы внутри и снаружи петли ( 102 ), а также характерную высоту источника ( 5.6 109 см).

В разделе 2.7 для события 23 мая 1990 г. микроволновые осцилляции из лучения с Tp 1.5 с, происходившие на частотах 9 и 15 ГГц в противофазе, объяснены возбуждением радиальных БМЗ колебаний во вспышечной пет ле [10]. Наблюдаемое соотношение между пиками пульсаций в различных ча стотных каналах обусловлено модуляцией нетеплового гиросинхротронного излучения радиальными модами. Приведенные выражения позволяют оце нивать показатель спектра ускоренных электронов, оптические толщины ис точников излучения, а также величину магнитного поля по наблюдаемым характеристикам пульсаций [10].

В разделе 2.8 проведен вейвлет–анализ микроволнового излучения собы тия 15 апреля 2002 г., которое наблюдалось на радиогелиографе Нобеяма. Вы явлены квазипериодические пульсации с периодом около 25 с. На основе изоб ражений, полученных на спутниках RHESSI, TRACE и SOHO, сделан вывод о связи вспышечного энерговыделения с развитием баллонной неустойчивости, сопровождаемой раскачкой изгибных колебаний. Особенности формирования и выбросы крупномасштабных плазмоидов, обнаруженные на RHESSI в мяг ком рентгеновском диапазоне, объяснены отделением плазменного "языка" из–за пересоединения магнитных силовых линий в области вершины петли.

Подчеркнуто, что наблюдаемое образование нескольких блобов могло быть следствием многократного развития неустойчивости. Поскольку их форми рование происходило также на послеимпульсной фазе вспышки и не сопро вождалось какими–либо мощными всплесками, вопрос о роли плазмоидов в инициировании процесса вспышечного энерговыделения остается открытым.

В разделе 2.9 приведены аргументы, свидетельствующие о связи десятисе кундных квазипериодических пульсаций оптического излучения, обнаружен ных во время вспышки на активных красных карликах EV Lac и EQ Peg B, с возбуждением излучающих БМЗ колебаний в корональных петлях, которые вызывают модуляцию потока ускоренных частиц. Неизлучающие моды едва ли ответственны за наблюдаемые пульсации, так как для этого петли долж ны быть толстыми (L a), что в контексте солнечно–звездной аналогии представляется маловероятным. Изгибные волны практически на сжимают плазму, а значит, они не способны эффективно модулировать поток "высыпа ющихся" в основаниях ускоренных частиц, тогда как ММЗ моды предпола гают нереально малые длины вспышечных петель. В диссертации разработан новый метод диагностики [33], позволяющий находить температуру плазмы T, ее концентрацию n и магнитное поле B во вспышечных петлях по на блюдаемым периоду пульсаций Tp, добротности Q и глубине модуляции M с помощью соотношений 8 A M T 2.4 10, Tp A3 M 5/2 Q sin n 1.97 1012, Tp 3/ 1/2 5/2 1/ A M 5/4 sin 18 Q B 9.06 10, Tp 5/ где A = 2a/0, = 20/3M +2, = 486M cos +1, = arctg(0 L/a). На их основе для вспышки на EV Lac получены следующие физические параметры в области вспышечного энерговыделения: T 3.7107 К, n 1.61011 см3.

Показано, что гипотеза Маллена и др. [20 ], в соответствии с которой горячая плазма корональных петель может вносить существенный вклад в оптиче ское излучение звезд, сталкивается с трудностями. Попытка Матиодакиса и др. [21 ] связать наблюдаемые осцилляции с неизлучающими радиальными модами также недостаточно обоснована, поскольку в этом случае из–за сдви га фаз между поперечными и продольными смещениями нарушается условие "вмороженности" оснований арки. Как и для EV Lac определены параметры вспышечной петли на EQ Peg B: T 6 107 К, n 2.7 1011 см3, B Гс, которые отличаются от значений, полученных Малленом и др. [22 ] с по мощью размерностных соотношений.

В разделе 2.10, следуя Митре–Краевой и др. [23 ] и используя результаты рентгеновских наблюдений на спутнике XMM–Newton, рассмотрены квазипе риодические десятиминутные пульсации мягкого рентгеновского излучения на активном красном карлике AT Mic. Приведены дополнительные аргумен ты, указывающие на связь наблюдаемых пульсаций с ММЗ модами вспы шечной арки. Анализ возможных механизмов возбуждения этих мод пока зал, что они не могут быть вызваны увеличением газового давления внутри петли, как предполагалось Митрой–Краевой и др. [23 ], поскольку в этом слу чае глубина модуляции излучения должна быть слишком большой. Поэтому оценка напряженности магнитного поля петли в [23 ] занижена и не отража ет сути рассматриваемого явления. Проникновение ММЗ волн из фотосферы в корону также выглядит проблематичным из–за сравнительно низкой тем пературы поверхности звезды AT Mic (T 0.55T ) и ее малого радиуса (R 0.47R ). Это приводит к тому, что частота акустической отсечки даже с учетом возможного отклонения магнитных трубок от вертикального на правления оказывается слишком высокой, чтобы обеспечить эффективный перенос энергии низкочастотных фотосферных возмущений в верхние слои атмосферы бегущими волнами. За раскачку ММЗ мод скорее ответственен поток плазмы вдоль магнитного поля, обеспечивающий раскачку продольных смещений "поршневым" механизмом. Предложенная методика [34] позволи ла найти концентрацию плазмы в области вспышечного энерговыделения n 3.21010 см3, которая согласуется с результатами спектральных рентге новских наблюдений на орбитальной станции XMM–Newton. Как следует из условия малости параметра 1, магнитное поле арки B 105 Гс. Получе ны свидетельства о неадекватности весьма распространенного одномерного моделирования процессов возбуждения ММЗ колебаний в петлях [34].

Глава 3 посвящена проблемам генерации плазменной турбулентности в ко рональных арках и связанных с нею явлений. Рассмотрено происхождение необычной зебра–структуры солнечных радиовсплесков IV типа и приведе на интерпретация наблюдательных данных в сантиметровом диапазоне длин волн.

В разделе 3.1 обсуждены причины временных задержек между пиками микроволнового и жесткого рентгеновского излучений, а также явление мед ленного (V 0.03c) распространения нетеплового источника микроволново го излучения в солнечной корональной арке, обнаруженное на радиогелиогра фе Нобеяма. Значительное внимание уделяется явлению двойного плазмен ного резонанса и возбуждению альвеновской турбулентности ускоренными протонами в верхней хромосфере Солнца.

В разделе 3.2 на основе модели коронального пробкотрона показано, что если диффузия ускоренных электронов в конус потерь определяется кулонов скими столкновения, то в случае достаточно больших пробочных отношений ( 3) жесткое рентгеновского излучение должно доминировать в корональ ной части арки [11]. Это предполагает важную роль плазменной турбулент ности в динамике захваченных корональной ловушкой электронов, поскольку такой вывод противоречит наблюдениям, свидетельствующих о локализации источника в основаниях петель.

В разделе 3.3 проводится сравнительный анализа конусных неустойчиво стей свистов и электростатических волн на электронах релятивистских энер гий в корональных арках активных областей Солнца и вспыхивающих звезд, когда отношение плазменной частоты к электронной гирочастоте не слиш ком велико (e /e 3). Показано, что высокоэнергичные ( 1 MэВ) элек троны возбуждают свисты эффективнее электростатических колебаний. При этом релятивистский инкремент в (c/v)2 больше нерелятивистского, что объясняется увеличением массы ускоренных частиц [23]. Результаты свиде тельствует о доминирующем влиянии свистов на диффузию релятивистских электронов в корональных арках.

В разделе 3.4 рассмотрен противоположный случай, реализуемый в от носительно плотных арках при e /e 1. Исследовано возбуждение верх негибридных волн энергичными электронами с конусом потерь на двойном плазменном резонансе, когда плазменная частота e le [44,47]. В отличии от работы Железнякова и Злотник [24 ] проанализированы условия двойно го плазменного резонанса для частиц, функция распределения которых не имеет ярко выраженного максимума по импульсам p как в случае распреде ления DGH. На основе аналитических и численных расчетов показано, что электронный пучок со степенным распределением 0, p pm ;

p f (p) p, p pm ;

pm и с конусом потерь приводит к формированию большого числа ( 30) зебра– полос в радиовсплесках IV типа. Конусная неустойчивость на двойном плаз менном резонансе для масквелловского распределения в согласии с вывода ми Вингли и Далка [25 ] оказывается гораздо менее выраженной. Поэтому предположение Чернова и др. [13 ] о том, что лишь распределения с резким максимумом по импульсам могут быть ответственны за эффективную рас качку верхнегибридных волн на двойном плазменном резонансе нельзя счи тать достаточно обоснованным. Разработанная теоретическая модель позво ляет объяснить большое число ( 30) полос зебра–структуры в динамических спектрах солнечных вспышек.

В разделе 3.5 исследовано влияние альвеновской турбулентности на удар ную поляризацию H–излучения солнечных вспышек, степень которой в среднем составляет несколько процентов. Поскольку для некоторых собы тий она оказывается 0.07% [26 ], возникает необходимость поиска физиче ских механизмов, ответственных за деполяризацию. В диссертации показа но [39,40,50], что увеличение магнитного поля в хромосферной части вспы шечной арки с глубиной не оказывает заметного влияние на процесс колли мации пучка протонов из–за столкновений. Мелкомасштабные альвеновские волны, несмотря на высокую концентрацию нейтральных атомов в хромо сфере, эффективно возбуждаются потоком низкоэнергичных (10 100 кэВ) протонов. Это приводит к изотропизации ускоренных частиц и, соответствен но, к деполяризации H–излучения. Уровень альвеновской турбулентности в хромосфере зависит от мощности потока ускоренных частиц, энергетического спектра и плотности фоновой плазмы. Результаты исследований свидетель ствуют о возможности реализации как умеренной, так и сильной диффузии низкоэнергичных протонов на альвеновских волнах в верхней хромосфере Солнца [50], что может стать причиной повышенной линейной поляризации излучения в крыльях, а не в ядре линии H.

В разделе 3.6 на основе оригинальных наблюдений, проведенных на РТ– НИИ "КрАО", исследовано микроволновое излучение солнечной вспышки июля 2000 г. ("Бастилия") на частотах 8.6, 13.3 и 15.4 ГГц [15,22]. Используя изображения источников, полученные на спутниках Yohkoh и SOHO, показа но, что смена знака круговой поляризации микроволнового излучения про изошла вследствие смещения источника из западной части активной области в восточную с иной магнитной конфигурацией. Предположено, что обнару женная временная задержка около 1 мин между пиками жесткого рентге новского и микроволнового излучений вызвана реализацией режима сильной питч–угловой диффузии захваченных высокоэнергичных электронов на сви стах в конус потерь коронального пробкотрона [15].

В разделе 3.7 исследован всплеск IV типа с необычной зебра–структурой, наблюдавшийся на послевспышечной фазе события 21 апреля 2002 г. с по мощью спектрополяриметра станции Хуайроу Национальной астрономиче ской обсерватории Китая в интервале 2.6 3.8 ГГц. Явление двойного плаз менного резонанса позволило объяснить основные особенности динамическо го спектра зебра–структуры: большое число полос, монотонное уменьшение контрастности и интервала между ними на более низких частотах. Наблю даемые короткие пульсации в зебра–структуре объяснены инжекцией пучков электронов в корональную арку из оснований вследствие слияния магнитных островов токового слоя, образующихся в результате тиринг–неустойчивости.

Сделан вывод о том, что в рассматриваемом событии характерные масшта бы изменения магнитного поля и плотности корональной плазмы сравнимы между собой. Получены оценки концентрации электронов n 1011 см3 и магнитного поля B 38 Гс в источнике излучения [47].

Глава 4 посвящена путям решения фундаментальной проблемы астрофи зики нагреву корон звезд. В настоящее время обсуждаются главным об разом три механизма нагрева: электрическими токами корональных петель, альвеновскими волнами, а также микро– и нановспышками. В диссертации основное внимание уделено последним двум механизмам нагрева.

В разделе 4.1 проведен критический анализ работ, посвященных нагреву корональной плазмы альвеновскими волнами и элементарными вспышечны ми событиями. Особое внимание уделено проблеме роста амплитуд альвенов ских волн с высотой при распространении из фотосферы в корону, а также их отражению в закрытых и открытых магнитных конфигурациях стратифици рованной атмосферы. Обсуждена возможность привлечения микроволновых наблюдений активных областей для выявления источников нагрева плазмы.

В разделе 4.2 исследованы основные особенности распространения аль веновских волн в атмосферах звезд. Согласно современным наблюдениям с высоким пространственным разрешением, тонкостуктурные магнитные эле менты Солнца с величиной поля более одного килогаусса могут располагаться как на границе, так и внутри ячеек супергрануляции. Поскольку значение па раметра с высотой быстро уменьшается и соответственно радиус сечения изолированных магнитных трубок увеличивается, то солнечную атмосферу можно условно разделить на две части. В первой доминируют изолирован ные тонкие трубки (область фотосфера–хромосфера), а во второй, вследствие их слияния квазиоднородное магнитное поле (хромосфера–корона). Гра ницу между этими двумя слоями иногда называют магнитным балдахином (magnetic canopy). Оценки показывают, что усредненный поток энергии аль веновских волн на уровне фотосферы 6 106 эрг cм2 с1. Следователь но, хотя данные моды способны компенсировать энергетические потери коро нальной плазмы спокойного Солнца ((120)104 эрг cм2 с1 ), тем не менее, для активных областей (2 (105 106 ) эрг cм2 с1 ) этого вклада может ока заться не достаточно. Поэтому необходимы детальные исследования условий проникновения из фотосферы в корону волн альвеновского типа (поперечных и крутильных), возбуждаемых в тонких магнитных трубок.

Как свидетельствует анализ, отражение альвеновских волн в стратифи цированной атмосфере происходит лишь от неоднородностей определенного вида. Иначе можно прийти к парадоксальному выводу, что данные моды пол ностью отражаются в короне. Аналитические расчеты коэффициента отра жения R от переходного слоя между хромосферой (h) и короной (c) в прибли жении резкой границы, когда длина волны 4H, где H характерная шкала высоты в хромосфере, приводят к следующему выражению [41] c R 1 2, h здесь = 2H/vAh. В отличие от формулы Холлвега [27 ], полученное со отношение предполагает существенно бльшие значения R. В диссертации о показано, что альвеновские волны с периодами менее несколько десятков се кунд способны эффективно проникать из фотосферы в корону Солнца, по скольку в этом случае волновой поток из–за отражения уменьшается менее чем в 3 раза. Следовательно, ввиду сильного поглощения короткопериоди ческих (Tp 10 c) альвеновских возмущений в частично–ионизованной хро мосферной плазме [28 ], лишь волны с Tp = 10 40 c способны обеспечить нагрев короны и формирование высокоскоростных потоков солнечного ветра.

Их генерация в фотосфере может происходить в результате как "столкнове ний" магнитной трубки с окружающими ее гранулами, так и под действием конвективных движений вещества.

Исследовано распространение поперечных мод тонких неизолированных магнитных трубок в изотермической стратифицированной атмосфере. Под влиянием внешнего магнитного поля замедляется рост амплитуд волн v с высотой и уменьшается частота отсечки Спруита. Причем над магнитным балдахином значения v увеличиваются медленней, чем альвеновская ско рость. Делается вывод о том, что крутильные моды эффективнее попереч ных переносят энергию конвективных движений из фотосферы в корону, так как их амплитуды в области изолированных магнитных трубок от высоты не зависят.

В разделе 4.3 рассмотрено распространение ускоренных в короне Солнца электронов вглубь атмосферы [35,38]. Такой анализ необходим для выясне ния роли элементарных вспышечных событий в тепловом балансе активной области. Получена зависимость эффективности нагрева от глубины проник новения электронов. Показано, что частицы с показателем энергетического спектра 4 теряют основную часть своей энергии при прохождении рас стояния, соответствующему полной остановке электронов с минимальной на чальной энергией. Приводится аналитическое выражение, которое позволяет оценить полный поток ускоренных электронов, обусловленный элементарны ми вспышечными событиями.

В разделе 4.4 исследованы механизмы, ответственные за формирование горячих прослоек плазмы в радиоисточниках, связанных с пятном. Это при водит к наблюдаемой инверсии знака круговой поляризации микроволнового излучения. С ростом температуры прослойки происходит значительное уве личение потоков микроволнового излучения в диапазоне 2 4 см, что харак терно для протонных событий. Установлена возможность двукратной инвер сии знака поляризации по частоте для горячих прослоек, что согласуется с наблюдениями. В соответствии с полученными оценками, низкоэнергичные электроны гало активной области, "высыпающиеся" из короны в переход ную зону и верхнюю хромосферу Солнца, не способны обеспечить требуемые температуры прослоек, поэтому за инверсию температуры вероятнее ответ ственны локальные процессы энерговыделения [20,35].

В разделе 4.5 на основе оригинальных данных, полученных из наблюде ний активной области NOAA 9628 на РТ–22 НИИ "КрАО" в микроволновом диапазоне, обнаружено, что значительными амплитудами в динамических спектрах мощности пульсаций с периодом Tp 10 мин обладают колебания с Tp = 10 40 с, имеющие вид низкодобротных цугов [21,24,26,29]. Секундные колебания (Tp 10 с) не выявлены ни в одной из реализаций. Предполагает ся, что ввиду сильной диссипации короткопериодических акустических волн наблюдаемые пульсации могут быть обусловлены распространением альве новских волн, генерируемых конвективными движениями в фотосфере.

В разделе 4.6, исходя из микроволновых наблюдений на радиотелеско пах РТ–22, РАТАН–600 и ССРТ, исследована эволюция и структура АО NOAA 0139 [38]. Как следует из проведенного анализа c привлечением оп тических и ультрафиолетовых данных, сильную депрессию микроволнового излучения, обнаруженную на коротких длинах волн, можно объяснить умень шением числа и мощности элементарных вспышечных событий. Это приво дит к уменьшению нагрева плазмы в переходном слое и верхней хромосфере потоками ускоренных электронов, что и проявилось в виде наблюдаемой де прессии.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

1. Аналитические и численные расчеты показали, что для корональных арок Солнца и звезд радиальные БМЗ моды являются излучающими, а их период определяется радиусом сечения петель, а не их длиной.

2. Изгибные колебания тонких корональных петель могут приводить к раз витию баллонной МГД неустойчивости и формированию шлемовидных магнитных структур и плазмоидов в солнечных вспышках.

3. Жесткое закрепление оснований корональных петель накладывает огра ничения на возбуждение собственных БМЗ колебаний из–за сдвига фаз продольных и поперечных смещений.

4. Волны альвеновского типа эффективно модулируют гиросинхротронное излучение корональных петель, которое может служить индикатором возбуждения и распространения этих мод во вспышечных петлях.

5. Детально разработаны диагностические методы корональной сейсмоло гии, позволяющие определять основные параметры корональных петель Солнца и вспыхивающих звезд по характеристикам пульсаций вспышеч ного излучения.

6. Анизотропные релятивистские электроны генерируют свисты эффектив нее электростатических мод в корональных арках активных областей Солнца и звезд, если отношение плазменной частоты к электронной цик лотронной e /e 3.

7. Конусная неустойчивость энергичных электронов со степенным распре делением по импульсам на двойном плазменном резонансе при e /e 1 может быть ответственна за формирование многополосной зебра– структуры в микроволновых солнечных всплесках.

8. Мелкомасштабная альвеновская турбулентность эффективно возбуж дается низкоэнергичными протонами (10100 кэВ) в верхней хромосфе ре Солнца, вызывая их изотропизацию и, следовательно, деполяризацию H–излучения.

9. Альвеновские волны с Tp = 10 40 с способны вносить существенный вклад в нагрев солнечной корональной плазмы, если их генерация на уровне фотосферы происходит в интенсивных (килогауссовых) магнит ных трубках.

10. Крутильные волны магнитных трубок эффективнее поперечных перено сят механическую энергию конвективных движений в короны звезд.

11. Элементарные вспышечные события могут вносить существенный вклад в нагрев плазмы переходного слоя и верхней хромосферы активных об ластей Солнца.

Основные публикации по теме диссертации 1. Tsap Y.T. On the Prominence Formation // Proc. of The 9th European Meeting on Solar Physics "Magnetic Fields and Solar Processes"/ Ed. A.

Wilson, ESA Publ. Division, 1999. ESA SP–448. P.525–527.

2. Степанов А.В., Цап Ю.Т. Спектры энергичных электронов и жесткое рентгеновское излучение солнечных вспышек // Астрон. журн. 1999.

Т.76, N 12. C.949–960.

3. Kopylova Y.G., Tsap Y.T. On the acoustic damping of fast kink mode oscillations of active region coronal loops. Сборник тезисов докладов кон ференции "Солнце в максимуме активности и солнечно–звездные анало ги". ГАО РАН, СПб, 2000. С.254–256.

4. Tsap Y.T. On the cascading acceleration of the quasi–thermal electrons by MHD turbulence in solar ares // Solar Phys. 2000. V.194, N 1. P.131–136.

5. Цап Ю.Т. Механизмы ускорения электронов в солнечных вспышках // Изв. Крымской астрофиз. обс. 2000. Т.96. С.165–175.

6. Цап Ю.Т., Шаховская А.Н. Граничные условия и формирование поло стей в окрестности протуберанцев // Кинематика и физика небесных тел. 2000. Т.16, N 4. C.303–315.

7. Степанов А.В., Цап Ю.Т. Взаимодействие волна–частица в корональных магнитных петлях: стационарные условия // Изв. Главной астроном. обс.

2000. N 215. C.101–122.

8. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Об акустическом затухании изгибных колеба ний солнечных корональных петель // Изв. Главной астроном. обс. 2000.

N 215. C.301–310.

9. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Механизм акустического затухания быстрых изгибных колебаний корональных петель // Пиcьма в Астрон. журн.

2001. Т.27, N 11. С.859–866.

10. Копылова Ю.Г., Степанов А.В., Цап Ю.Т. Радиальные колебания ко рональных петель и микроволновое излучение солнечных вспышек // Письма в Астрон. журн. 2002. Т.28, N 11. С.870–879.

11. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г., Нестеров Н.С. Миллиметровое и рентгенов ское излучение солнечной вспышки 31 октября 1991 г. // Кинематика и физика небесных тел. 2002. Т.18, N 1. С.3–17.

12. Прокофьева В.В., Таращук В.П., Цап Ю.Т. Свечение натрия кометы Шумейкер-Леви 9 в магнитосфере Юпитера // Письма в Астрон. журн.

2002. Т.28, N 2. С.150–159.

13. Прокофьева В.В., Таращук В.П., Цап Ю.Т. Взаимодействие вещества кометы Шумейкер–Леви 9 с магнитосферой Юпитера и образование на триевых облаков // Кинематика и физика небесных тел. 2001. Т.17, N 6.

С.538–548.

14. Stepanov A.V., Tsap Y.T. Electron–whistler interaction in coronal loops and radiation signatures // Solar Phys. 2002. V.211, N 1. P. 135–154.

15. Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Цветков Л.И. Событие 14 июля 2000 г.: мик роволновое излучение // Изв. Крымской астрофиз. обс. 2002. Т.98, N 1.

C.84–90.

16. Kopylova Y.G., Stepanov O.V., Tsap Y. T. Coronal seismology and pulsations of microwave emission from solar ares // Journal of Physical Studies. 2002. V.6, N 3. P.421–424.

17. Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б., Копылова Ю.Г., Наговицын Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф. Вариации микроволнового и де циметрового излучения в активных областях солнечной атмосферы // Материалы международной конференции "Солнечная активность и кос мические лучи после смены знака полярного магнитного поля Солнца", ГАО РАН, СПб, 2002. C.127–132.

18. Будзиновская И.А., Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г., На говицын Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф. МГД возмуще ния и модуляция микроволнового излучения солнечных активных обла стей // Сборник докладов конференции стран СНГ и Прибалтики "Ак туальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003, т.2. C.281–284.

19. Копылова Ю.Г., Мельников В.Ф., Степанов А.В., Цап Ю.Т., Шибаса ки К., Гольдварг Т.Б. Модуляция гиросинхротронного излучения в со бытии 28.08.99 // Сборник докладов конференции стран СНГ и Прибал тики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности", Нижний Новгород, 2003, т.2. С.288–291.

20. Кальтман Т.И., Коржавин А.Н., Цап Ю.Т. Инверсия знака поляризации пятенных радиоисточников в рамках модели с отрицательным темпе ратурным градиентом // Сборник докладов конференции стран СНГ и Прибалтики "Актуальные проблемы физики солнечной и звездной ак тивности", Нижний Новгород, 2003, т.2. C.323–327.

21. Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г., Наговицын Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И. Нагрев солнечной короны и вариации микроволно вого излучения // Космическая наука и технология. Приложение. 2003.

Т.9, N 2. C.243–246.

22. Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т. Микроволновое излучение солнечной вспыш ки "Бастилия"// Космическая наука и технология. Приложение. 2003.

Т.9, N 2. C.248–253.

23. Степанов А.В., Цап Ю.Т. Сравнительный анализ конусных неустойчи востей в коронах Солнца и звезд // Космическая наука и технология.

2003. Т.9, N 5/6. С.144–146.

24. Гельфрейх Г.Б., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г., Наговицын Ю.А., Цап Ю.Т., Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф., Будзиновская И.А. О природе пульсаций микроволнового излучения солнечных активных областей // Космическая наука и технология. 2003. Т.9, N 5/6. С.136–139.

25. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Шибасаки К., Мельни ков В.Ф., Гольдварг Т.Б. Пульсации микроволнового излучения и диа гностика вспышечной плазмы // Материалы международного семинара "Физика Солнца и звезд", КГУ, Элиста, 2003. С.103–108.

26. Гельфрейх Г.Б., Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г., Гольдварг Т.Б., Нагови цын Ю.А., Цветков Л.И. Пульсации микроволнового излучения актив ных областей Солнца по наблюдениям на РТ–22 НИИ "КрАО"// Мате риалы международного семинара "Физика Солнца и звезд", КГУ, Эли ста, 2003. С.109–113.

27. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Правило соответствия и желобковая неустой чивость в условиях космической плазмы // Материалы международного семинара "Физика Солнца и звезд", КГУ, Элиста, 2003. С.123–130.

28. Kouprianova E.G., Tsap Y.T., Kopylova Y.G., Stepanov A.V. On the nature of optical oscillations on the are stars // Proc. of IAU Symp.223 "Multi– Wavelength Investigations of Solar Activity"/ Eds. A.V. Stepanov, E.E.

Benevolenskaya, A.G. Kosovichev, Cambridge University Press, 2004. P.391– 392.

29. Гельфрейх Г.Б., Цап Ю.Т., Гольдварг Т.Б. Копылова Ю.Г. Нагови цын Ю.А., Цветков Л.И. О вариациях микроволнового излучения ак тивных областей солнечной атмосферы // Письма в Астрон. журн. 2004.

Т.30, N 7. С.540–547.

30. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Шибасаки К., Мельни ков В.Ф., Гольдварг Т.Б. Пульсации микроволнового излучения и ди агностика вспышечной плазмы // Письма в Астрон. журн. 2004. Т.30, N 7. С.530–539.

31. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г. Поверхностная неустойчивость желобковых возмущений в условиях космической плазмы // Кинематика и физика небесных тел. 2004. Т.20, N 3. С.210–218.

32. Копылова Ю.Г., Куприянова Е.Г., Степанов А.В., Цап Ю.Т. Природа осцилляций излучения вспыхивающих звезд и диагностика корональных арок // Изв. Главной астроном. обс. 2004. N 217. С.85–94.

33. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Куприянова Е.Г. Осцилляции оптического излучения вспыхивающих звезд и диагностика корональных петель // Письма в Астрон. журн. 2005. Т.31, N 9. C.684–692.

34. Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т. Колебания мягкого рентгенов ского излучения AT Mic: диагностика вспышечной плазмы // Письма в Астрон. журн. 2006. Т.32, N 8. С.631–636.

35. Кальтман Т.И., Коржавин А.Н., Цап Ю.Т. О смене знака поляризации микроволнового излучения в пятенных радиоисточниках на Солнце // Астрон. журн. 2005. Т.82, N 9. С.838–846.

36. Цап Ю.Т. О закреплении оснований корональных петель // Кинематика и физика небесных тел. 2006. Т.22, N 1. C.40–48.

37. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г., Степанов А.В. Баллонная неустойчивость и колебания корональних петель // Астрон. журн. 2006. Т.50, N 12. С.1026– 1035.

38. Цап Ю.Т. Цветков Л.И., Юровский Ю.Ф., Петерова Н.Г, Борисевич Т.П., Агалаков Б.В. Нагрев солнечной короны и микроволновое излучение ак тивной области NOAA 0139 // Кинематика и физика небесных тел. 2006.

Т.22, N 5. С.346–362.

39. Степанов А.В., Цап Ю.Т. О природе изотропизации энергичных прото нов в атмосфере Солнца // Известия РАН. Серия физ. 2006. Т.70, N 10.

C.1466–1468.

40. Stepanov A.V., Tsap Yu.T. Small scale Alfven waves and isotropization of energetic protons // Proc. of IAU Symp.233 "Solar Activity and its Magnetic Origin" in Cairo / Eds. V. Bothmer, A.A. Hady, Cambridge University Press, 2006, v.2. P.157–160.

41. Tsap Yu.T. On the penetration of Alfven waves from the chromosphere into the corona // Proc. of IAU Symp.233 "Solar Activity and its Magnetic Origin" in Cairo / Eds. V. Bothmer, A.A. Hady, Cambridge University Press, 2006, v.2. P.253–254.

42. Копылова Ю.Г., Степанов А.В., Цап Ю.Т. О модуляции гиросинхотрон ного излучения корональных петель альвеновскими колебаниями. Изв.

Главной астроном. обс. 2006. N.218. С.275–281.

43. Tsap Yu.T., Stepanov A.V., Kopylova Y.G. Flare energy release and modulation of microwave emission by Alfven waves // Journal of Physical Studies. 2007. V.11, N 3. P.339–342.

44. Kuznetsov A.A., Tsap Yu.T. Double plasma resonance and ne structure of solar radio bursts // Adv. Space Res. 2007. V.39, N 9. P.1432–1438.

45. Копылова Ю.Г., Цап Ю.Т., Степанов А.В. О распространении альве новских мод тонких магнитных трубок // Труды XI Пулковской Меж дународной конференции "Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических явлений", ГАО РАН СПб, 2007.

C.207–210.

46. Копылова Ю.Г., Мельников А.В., Степанов А.В., Цап Ю.Т., Гольд варг Т.Б. Колебания корональных петель и секундные пульсации сол нечного радиоизлучения // Письма в Астрон. журн. 2007. Т.33, N 10.

C.792–800.

47. Kuznetsov A.A., Tsap Yu.T. Loss–cone instability and formation of zebra patterns in the IV type radio bursts // Solar Phys. 2007. V.241, N 1. P.127– 143.

48. Цап Ю.Т., Копылова Ю.Г., Степанов А.В. О проникновении акустико гравитационных и альвенвских волн из хромосферы в корону // Изв.

Крымской астрофиз. обс. 2007. Т.103, N4. С.71–78.

49. Копылова Ю.Г., Мельников А.В., Степанов А.В., Цап Ю.Т. Излучатель ные и безызлучательные моды колебаний тонких магнитных трубок // Изв. Крымской астрофиз. обс. 2007. Т.103, N4. С.79–84.

50. Цап Ю.Т., Степанов A.В. Поляризация H–излучения и изотропизация протонов в солнечных вспышках // Письма в Астрон. журн. 2008. Т.34, N 1. C.58–65.

Цитируемая литература 1. West A.A., Hawley S.L., Walkowicz L.M. et al. Astron. J. 2004. V.128, N 1.

P.426–436.

2. Dyson F. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1930. V.91. P.239–241.

3. Alfven H. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1947. V.107. P.211–219.

4. Biermann L. Zeitschrift fr Astrophysik. 1947. V.25. P.161–177.

u 5. Schwarzschild M. Astrophys. J. 1948. V.107, N 1. P.1.–5.

6. Roberts B., Edwin P.M., Benz A.O. Astrophys. J. 1984. V.279, N 2. P.857–865.

7. Зайцев В.В., Степанов А.В. Исслед. по геомагн., аэрон. и физ. Солнца.

1975. Вып.37. С.3–10.

8. Shibata K., Masuda S., Shimojo M. et al. Astrophys. J. 1995. V.451, N 2.

P.L83–L85.

9. Sui L., Holman G.D., White S.M., Zhang J. Astrophys. J. 2005. V.633, N 2. P.1175–1186.

10. Aschwanden M.J. Astrophys. J. 1998. V.502, N 1. P.455–467.

11. Stepanov A.V., Yokoyama T., Shibasaki K., Melnikov V.F. Astron.

Astrophys. 2007. V.465, N 2. P.613–619.

12. Беспалов П.А., Трахтенгерц В.Ю. Альфвеновские мазеры. Горький:

ИПФАН, 1986. 173 с.

13. Chernov G.P., Yan Y.H., Fu Q.J., Tan Ch.M. Astron. Astrophys. 2005. V.437, N 3. P.1047–1054.

14. Klimchuk J.A. Solar Phys. 2006. V.234, N 1. P.41–77.

15. Cranmer S R., van Ballegooijen A.A. Astrophys. J. Sup. Ser. 2005. V.156, N 2. P.265–293.

16. Spruit H.C. Solar Phys. 1982. V.75, N 1/2. P.3–17.

17. Pascoe D.J., Nakariakov V.M., Arber T.D. Astron. Astrophys. 2007. V.461, N 3. P.1149–1154.

18. Миямото К. Основы физики плазмы и управляемого синтеза. М.:

ФИЗМАТЛИТ, 2007. 424 с.

19. Брагинский C.И. Вопросы теории плазмы. 1963. Вып.1. C.183–272.

20. Mullan D.J., Herr R.B., Bhattacharyya S.T. Astrophys. J. 1992. V.391, N 1.

P.265–275.

21. Mathioudakis M., Bloomeld D.S., Jess D.B. et al. Astron. Astrophys. 2006.

V.456, N 1. P.323–327.

22. Mullan D.J., Mathioudakis M., Bloomeld D.S., Christian D.J. Astrophys. J.

Suppl. Ser. 2006. V.164, N 1. P.173–201.

23. Mitra–Kraev U., Harra L.K., Williams D.R., Kraev E. Astron. Astrophys.

2005. V.436, N 3. P.1041–1047.

24. Zhelezniakov V.V., Zlotnik E.Ya. Solar Phys. 1975. V.43, N 2. P.431–451.

25. Winglee R.M., Dulk G.A. Astrophys. J. 1986. V.307, N 2. P.808–819.

26. Bianda M., Benz A.O., Steno J.O. et al. Astron. Astrophys. 2005. V.434, N 3. P.1183–1189.

27. Hollweg J.V. Astrophys. J. 1984. V.277, N 1. P.392–403.

28. Leake J.E., Arber T.D., Khodachenko M.L. Astron. Astrophys. 2005. V.442, N 3. P.1091–1098.