CC BY
20
УДК 523.985.3:543.5
О ПРИРОДЕ ВОЗРАСТАНИЯ СОДЕРЖАНИЯ ИЗОТОПА 3He В ОБЛАСТИ ГЕНЕРАЦИИ y-ЛИНИИ 2.223 МЭВ В ПЕРИОД СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ
Е. В. Троицкая1, И. В. Архангельская2, А. И. Архангельский2
Исследование мощной солнечной вспышки 20 января 2005 г. проведено на основе данных СОНГ-Д/АВС-Ф/КОРОНАС-Ф. К анализу привлечены данные по временным профилям нейтронной линии 2.223 МэВ и ядерным узким линиям. Выполнены модельные расчёты нейтронов, распространяющихся от области их генерации в короне к области формирования нейтронной линии в нижней хромосфере и фотосфере, расчёты кулоновских потерь энергии ионов гелия-3 в случае допущения их ускорения во вспышке и проведен численный анализ характера возрастания относительного содержания 3He за время вспышки. Проведенное исследование в совокупности с независимыми сведениями о наличии гелия-3 в области вспышки, а также его потоков в межпланетном пространстве, приводят к выводу о том, что область ускорения является наиболее вероятным непосредственным источником повышенного содержания ускоренных ионов изотопа гелия-3.
Ключевые слова: солнечная вспышка, эволюция параметров, гамма-излучение, потоки гелия-3.
Введение. Солнечное событие 20 января 2005 года явилось одним из самых крупных среди наблюдавшихся. Основой наших исследований послужили данные по гамма-излучению, полученные аппаратурой АВС-Ф от прибора СОНГ-Д на борту КА КОРОНАС-Ф [1-7], (рис. 1(а)) [8]. Для сравнения на рис. 1(б) представлены данные КА RHESSI [9]. Вторую необходимую основу исследования составляет ранее предложенный
1 НИИЯФ МГУ, 119991 Россия, Москва, Ленинские горы, д. 1, стр. 2; e-mail: troi.eleo@yandex.ru.
2 НИЯУ МИФИ, 115409 Россия, Москва, Каширское ш., 31.
в НИИЯФ МГУ [10, 11] (позднее усовершенствованный [12, 13]) метод моделирования гамма-излучения в линии 2.223 МэВ от радиационного захвата ядрами водорода тепловых нейтронов. Первоначально энергичные нейтроны генерируются во вспышке при ядерных взаимодействиях ускоренных в короне частиц с ядрами окружающей среды солнечной атмосферы, а затем замедляются в упругих взаимодействиях, главным образом, с водородом. Скорость этого процесса определяется эффективными сечениями с учетом их энергетической и угловой зависимости, а также высотным профилем плотности атмосферы Солнца (рис. 2). Метод основан на статистическом моделировании потери энергии нейтронов при прохождении последних через плазму солнечной атмосферы с учетом упругих соударений и последующих ядерных реакций тепловых нейтронов, приводящих к гамма-излучению в линии 2.223 МэВ. Важную роль при этом играют конкурирующие реакции ионов изотопа гелия-3, который также (в большей или меньшей концентрации) присутствует в атмосфере Солнца. Ядра 3Не, поглощая безрадиационно нейтрон и понижая тем самым количество излученных 7-квантов, влияют на форму временного профиля гамма-излучения в линии 2.223 МэВ. Две последние упомянутые реакции являются (совместно с "мгновенными" ядерными линиями де-возбуждения) мощным диагностическим средством изучения различных аспектов солнечной вспышки: как области ускорения, так и окружающей среды.
Цель настоящей работы: изучить наиболее полно особенности солнечной вспышки 20 января 2005 года, одной из самых мощных за последние 50 лет. Исследование таких продуктов ядерных реакций, как гамма-излучение различной природы, даёт возможность определить ряд параметров солнечной вспышки: спектральный индекс ускоренных частиц, характер высотной зависимости плотности плазмы солнечной атмосферы, содержание изотопа 3Не в области формирования гамма-излучения, а также найти характер эволюции за время вспышки указанных параметров вспышки и окружающей среды.
Исследование временных профилей 7-излучения. Были проведены модельные расчеты временных профилей интенсивности 7-линии с энергией кванта 2.223 МэВ для двух моделей солнечной атмосферы: модели невозмущённой атмосферы (т =1) и модели атмосферы в период солнечной вспышки т = 2, где значение параметра т представляет собой условный номер модели плотности солнечной атмосферы (см. рис. 2). Более подробно возможные модели плотности рассмотрены в [13]. аТ = 0.003, 0.05, 0.1 - спектральные индексы ускоренных во вспышке частиц для случая стохастического ускорения, представляемого функцией Бесселя 2-го рода. Соответствующие спектры нейтро-
Рис. 1: Энергетический спектр 7-излучения вспышки 20 января 2005 г. (а) данные КОРОНАС-Ф/АВС-Ф/СОНГ-Д [8], (б) данные КЕБвв! [9] и их модельные расчеты отдельных компонент.
нов рассчитаны в [14, 15]. В качестве временного профиля первоначальной инжекции нейтронов используется суммарный временной профиль 7-линий де-возбуждения, выделенных после очистки от фона излучения в диапазонах 3.2-5.0 МэВ и 5.3-6.9 МэВ. Основные расчёты выполнены для случая изотропного начального испускания нейтронов в нижнее полупространство.
к - отношение концентраций гелия-3 и водорода, эту величину мы варьируем с шагом 3 • 10-5, начиная от обычного минимального значения 2 • 10-5, найденного ранее для ряда вспышек [13]. Сравнение модельных расчётов с данными наблюдений временного профиля интенсивности нейтронной линии 2.223 МэВ методом наименьших квадратов показало, что наилучшее согласие модельных расчётов с экспериментальными данными при усреднении по полному времени исследуемой вспышки достигается при наборе значений параметров расчёта: т = 2, аТ = 0.1, к = (1.40 ± 0.15) • 10-4, то есть при повышенном содержании изотопа 3Не относительно водорода. Для дальнейшего анализа полное время вспышки было разбито на 3 отдельных интервала, что позволило выявить эволюцию всех исследуемых параметров со временем (рис. 3, табл. 1). При этом содержание 3Не меняется от 2 • 10-5 в фазе роста интенсивности к значению 1.4 • 10-4 в фазе максимума излучения нейтронной гамма-линии и до 2.0 • 10-4 в фазе спада. Таким образом, изучение мощной солнечной вспышки 20 января 2005 г. ядерно-физическими методами привело нас к выводу о повышенном содержания изотопа гелия-3 в области
Рис. 2: Модели плотности солнечной атмосферы. Начало отсчёта глубины Н (0 горизонтальной оси) помещено на высоте ~1250 км над верхним уровнем фотосферы. 1 -плотность невозмущённой атмосферы, сплошная линия: до излома - стандартная гарвардско-смитсонианская модель [16], глубже излома - модель конвективной зоны Спруита [17]; 2 - модель плотности в период вспышки ("вспышечная модель"), для описания которой в среднем участке глубин пунктир заменяет соответствующую часть предыдущей модели (1). т - оптическая глубина для излучения с длиной волны Л = 500 нм.
ядерных реакций, формирующих временной профиль узкой нейтронной гамма-линии 2.223 МэВ, возникающей при поглощении вспышечных нейтронов водородом солнечной атмосферы.
Предварительное обсуждение вопроса о месте первичного источника ионов изотопа 3Не [18] показало, что источником ионов 3Не во вспышке 20 января может являться либо (1) непосредственно область ускорения, либо (2) некоторая магнитная структура, в которой могла некоторое время сохраняться часть ускоренной вспышечной плазмы. В настоящей работе мы возвращаемся к этому вопросу, привлекая дополнительно другие методы и расчеты. Поскольку подобного рода структуры обнаружено не было, мы сосредоточились на изучении области ускорения вспышки как источнике ускоренных ионов 3Не. Первоначально мы исходим из предположения, что ионы гелия-3 были ускорены наряду с ионами других элементов посредством механизма, связанного с возможностью преимущественного ускорения этого нуклида. Различными авторами предложен ряд механизмов такого ускорения, например, стохастический механизм ускорения на
Рис. 3: Точки - данные наблюдений гамма-излучения, соответствующие диапазону энергий, содержащему гамма-линию 2.223 МэВ, полученные с автоматической станции КОРОНАС-Ф аппаратурой АВС-Ф со сцинтилляционного детектора СОНГ-Д. Методом, предложенным в НИИЯФ МГУ, найдены наилучшие аппроксимации наблюдательных данных (линия на рисунке) при варьировании параметров в каждом из трёх временных интервалах (см. табл. 1).
ионно-звуковой турбулентности [19], которая может также сочетаться с дополнительными условиями, например, скрещенными электрическим и магнитным полями, [20, 21]. Другие возможности, связанные с преимущественным ускорением ионов гелия-3, рассмотрены в работах [22], где привлекается механизм ускорения в коллапсирующих магнитных ловушках и [23, 24], посвященных турбулентности в гиротропных средах.
В таком случае, после процесса ускорения ионы гелия-3, наряду с другими ускоренными частицами, распространяются и попадают (в частности) в области фотосферы и нижней хромосферы, где и участвуют в формировании временного профиля нейтронной гамма-линии.
Исследование эволюции популяции изотопа 3Не со временем. Обнаружена эволюция исследованных параметров к, аТ и т со временем. Нулевая метка времени соответствует 06:43:00.499 ОТ.
Далее, для проверки гипотезы о вспышечном происхождении ядер 3Ив мы исследуем более подробно эволюцию свойств популяции этого изотопа. Для этого мы фиксируем середины каждого из трёх выделенных на рис. 3 временных интервалов. Это 85-я, 345-я и 670-я секунды от начала отсчета (табл. 1). Затем рассчитываем темп накопления 3Ис
в области вторичных ядерных реакций, который пропорционален темпу накопления количества отсчётов.
Найдено, что средний темп накопления составлял 0.046 с-2 от 85-й до 345-й секунды и лишь 0.018 с-2 от 345-й до 670-й секунды. Таким образом, хотя накопление гелия-3 и продолжается со временем вспышки, тем не менее, темп этого роста замедляется во второй по времени части вспышки по сравнению с первой. Это обстоятельство может указывать на взрывоподобный характер роста накопления ионов 3Не со временем в интересующей нас области вспышки и, как следствие, на взрывной характер исходного процесса, т.е. на действительное происхождение ионов непосредственно от ускорения в исходном вспышечном процессе.
Т а б л и ц а 1
Наилучший набор параметров объединенного временного профиля
Интервал времени секунды Середина интервала, секунды к = п (3Не)/п(1Н) аТ Модель, т
I 170 с (0-170 с) 85 2.0 • 10-5 0.005 1
II 350 с (170-520 с) 345 1.4 • 10-4 0.03 2
III 300 с (520-820 с) 670 2.0 • 10-4 0.1 2
В табл. 1 представлены временные характеристики интервалов, а также наилучшие аппроксимации параметров в каждом из трех выделенных интервалов вспышки.
Затем, исходя из предположения о том, что повышенное содержание 3Не в указанной области действительно обусловлено его преимущественным ускорением в более высоко расположенной в короне или в верхней хромосфере, области ускорения, мы провели расчёты кулоновских потерь энергии ускоренных ионов 3Не при распространении их от области ускорения вниз (к фотосфере), вплоть до области ядерных реакций. На рис. 4 представлены графики остаточной энергии ионов 3Не. Заряженные частицы взаимодействуют, главным образом, с электронами атомных оболочек, вызывая ионизацию атомов и постепенно теряя энергию. Как можно видеть, потери энергии частиц 3Не на большей части пути пробега до плотных слоёв невелики, и резко возрастают только перед остановкой (пик Брэгга).
В предыдущих работах было показано, что процессы радиационного захвата нейтронов водородом на Солнце начинают происходить на уровнях, где плотность частиц п = 1015 — 5 • 1015 см-3 [12], и активность этих реакций возрастает с глубиной. Очевидно,
60 50-1
га 40'
г>
§ 30
а
<и
$ 20
10
/ 1
........"Л
^ 1 --'-1-'-1-г ' 1
0.0
0.5 1.0
Глубина, 108 см
1.5
Рис. 4: Результаты расчёта остаточной энергии иона гелия-3 при его прохождении от точки испускания (0 шкалы глубин) до полной потери энергии, т.е. до достижения теплового равновесия с окружающей средой. Начальные энергии ионов: № 1 — 5 МэВ, № 2-10 МэВ, № 3-30 МэВ, № 4-50 МэВ.
что и ядра нуклида 3Не должны достигать тех же глубин, поскольку из наблюдений хорошо известно, что 3Не заметно воздействует на форму временного профиля гамма-излучения в нейтронной линии. Проведенный расчёт показывает, что уже 5-МэВ-ые ионы достигают уровней, где п = (1.9 — 2.1) • 1015 см-3, а 30-МэВ-ые - уровня, где п = (8.3 • 1016 — 2.0 • 1017) см-3, т.е., глубоких фотосферных уровней. Таким образом, расчёты согласуются с представлением о прохождении первоначально ускоренных в корональных областях ионов 3Не в глубь атмосферы, где они могут вступать в ядерные реакции, в том числе влияющие на форму временного профиля гамма-излучения в линии 2.223 МэВ, что и найдено из наблюдений. Таким образом, модельные расчёты наряду с дополнительными расчётами кулоновских потерь подтверждают сделанное предположение о происхождении избытка ионов 3Не непосредственно из области ускорения.
Обсуждение и выводы. Наиболее существенные результаты работы связаны с нахождением эволюции за время вспышки ряда параметров вспышки, таких, как отношение концентраций к = п(3Не)/п(1Н), спектрального параметра аТ и модели плотности солнечной атмосферы т. Обнаруженное явление потоков вещества, содержащих изотоп 3Не, также должно быть изучено и понято.
Отмечены и другие явления, которые подтверждают повышенное содержание 3Не во время исследуемой вспышки. Так, по этой же вспышке мы изучили другие виды гамма-излучения, в частности, в диапазоне 15-21 МэВ [25]. Как показал анализ полученных экспериментальных данных, слабое возрастание интенсивности 7-излучения в этом диапазоне представляет собой сумму гамма-излучения в линии 20.58 МэВ от захвата нейтронов гелием-3 и ядерной линии излучения углерода при энергии 15.11 МэВ. Существенным условием возможности наблюдения линии 20.58 МэВ является повышенный уровень содержания 3Не.
Важно отметить, что сама проблема повышенного содержания 3Не, обнаруженного также другими авторами в ряде других вспышек, до сих пор не получила окончательного решения, т.к. высказывались различные предположения о его источнике: обогащение в процессе различного вида турбулентности в области ускорения, или в фазе предна-грева, или, как альтернатива, - вбрасывание ядер изотопа 3Не из конвективной зоны или более глубоких слоёв в предвспышечном периоде [19].
Проведенный в настоящей работе анализ подтверждает сделанное ранее предположение: мы показываем, что предполагаемый процесс распространения ускоренных ядер гелия-3 от области ускорения до области генерации 7-излучения не противоречит сделанным предположениям об их (ядер гелия-3) повышенном содержании в области ускорения и экспериментальным данным.
Имеются также наблюдательные данные КА АСЕ, БАМРЕХ и СОЕБ-11, анализ которых [2] позволяет определить верхнюю границу содержания 3Не по отношению к водороду: найдено, что к < 1.54 • 10-4 в потоках вблизи орбиты Земли, что не противоречит найденному нашим методом среднему значению к = 1.40 ± 0.15 • 10-4 в области генерации нейтронной 7-линии. Известно, что наличие повышенного содержания 3Не в процессе солнечной вспышки обычно связано с плазменными резонансными процессами. В настоящей работе показано, что ионы гелия-3, первоначально ускоренные в процессе того или иного возможного преимущественного механизма ускорения 3Не, затем распространяются и накапливаются в области фотосферы и нижней хромосферы. В перспективе, уточнение критериев возможных плазменных резонансных процессов ускорения во вспышках, обогащённых изотопом 3Не, а также исследование других возможных процессов, связанных с обогащением этим изотопом, может способствовать выбору механизма ускорения в конкретной вспышке, что определяет необходимость детального изучения вспышек, обогащённых гелием-3.
Авторы благодарят С. А. Богачева за консультацию по преимущественному ускорению ионов гелия-3 в солнечных вспышках.
Работа выполнена при поддержке Минобрнауки РФ (ПКС НИЯУ МИФИ № 02.а03.21.0005 от 27.08.2013).
ЛИТЕРАТУРА
[1] Солнечно-земная физика: Результаты экспериментов на спутнике КОРОНАС-Ф. Под ред. В. Д. Кузнецова (М., Физматлит, 2009).
[2] S. N. Kuznetzov, K. Kudela, S. P. Ryumin, et al., Adv. Sp. Res. 30, 1857 (2002).
[3] I. V. Arkhangelskaja, Yu. D. Kotov, A. I. Arkhangelsky, et al., Adv. Space Res. 43(4), 542 (2009).
[4] Ю Д. Котов, И. В. Архангельская, А. И. Архангельский и др., В сб.: Солнечно-земная физика. Под ред. Кузнецова В. Д. (М., Физматлит, 2009), с. 178.
[5] I. V. Arkhangelskaja, A. I. Arkhangelsky, Yu. D. Kotov, et al., Adv. Space Res. 43(4), 589 (2009).
[6] И. В. Архангельская, А. И. Архангельский, Ю. Д. Котов и др., Астрономический вестник 42(4), 373 (2008).
[7] А. С. Гляненко, Ю. Д. Котов, В. Н. Павлов и др., Приборы и техника эксперимента, № 5, 16 (1999).
[8] I. V. Arkhangelskaja, A. I. Arkhangelsky, A. S. Glyanenko, et al., in Proceedings of the International Symposium SEE 2007: Fundamental Science and Applied Aspects, Athens, Greece, 2007 (National & Kapodistrian University of Athens, 2008), p. 178.
[9] G. Share, R. J. Murphy, D. Smith, et al., in Talks of the SHINE 2006 Special Session on the 2005 January 20 Event SHINE2006, 2006 (AGU Monograph Series), 165, 177 (2006)).
[10] Б. М.Кужевский, Е. В.Троицкая, Препринт НИИЯФ МГУ, № 89-28/105 (М., 1989), 28 с.
[11] Б. М. Кужевский, Е. В. Троицкая, Препринт НИИЯФ МГУ, № 95-8/372 (М., 1995), 17 с.
[12] B. M. Kuzhevskij, S. N. Kuznetsov, and E. V. Troitskaia, Adv. Space Res. 22, 1141 (1998).
[13] Б. М. Кужевский, Л. И. Мирошниченко, Е. В. Троицкая, Астрономич. журнал 82(7), 637 (2005).
[14] X.-M. Hua and R. E. Lingenfelter, Ap.J., 107, 351 (1987).
[15] X.-M. Hua, B. M. Kozlovsky, R. E. Lingenfelter, et al., Astrophys. J. Suppl. 140, 563 (2002).
[16] O. Gingerich, R. W. Noyes, W. Kalkofen, et al., Solar Physics 18, 347 (1971).
[17] H. C. Spruit, Solar Physics 34, 277 (1974).
[18] E. V. Troitskaia, I. V. Arkhangelskaja, L. I. Miroshnichenko, et al., Adv. Space Res. 43(4), 547 (2009).
[19] L. G. Kocharov and G. E. Kocharov, Space Sci. Rev. 38, 89 (1984).
[20] В. Ю. Попов, В. П. Силин, Краткие сообщения по физике ФИАН, 42(12), 83 (2015).
[21] V. P. Silin, Plasma Physics Reports 37(5), 461 (2011).
[22] С. А. Богачев, Б. В. Сомов, Письма в АЖ 35(1), 63 (2009).
[23] И. Н. Топтыгин, Г. Д. Флейшман, УФН 178(4), 385 (2008).
[24] Г. Д. Флейшман, Стохастическая теория излучения. (Изд-во НИЦ Регулярная и хатическая динамика, Ижевский ин-т компьютерных исследований, 2008). http://www.rfbr.ru/rffi/ru/books/o-72159.
[25] I. V. Arkhangelskaja, A. I. Arkhangelsky, E. V. Troitskaya, et al., Adv. Space Res. 43, 594 (2009).
Печатается по представлению ОЯФА ФИАН.
Поступила в редакцию 10 ноября 2016 г.
