Презентация на тему Гамма-излучение

показали Kanbach et al [1], длительная гамма-эмиссия вспышки

11 июня 1991г., с энергиями до 1 ГэВ, имела медленно спадающую компоненту, обусловленную высокоэнергичными протонами.

В начале 90-х годов по наблюдениям обсерваторий «Compton», «Гамма-1»,
«Гранат» был обнаружен новый класс вспышек с очень продолжительным высокоэнергичным гамма-излучением. Высокоэнергичное излучение, обусловленное распадом пионов, продолжалось от десятков минут до часов. Сильным аргументом в пользу протонного (ядерного) происхождения излучения служит регистрация на начальной фазе этих вспышек как ядерного гамма-излучения в линиях, так и нейтронов наземными установками [2].

[1] Kanbach, G. et al. Detection of a long-duration solar gamma-ray flare on June 11, 1991 with EGRET on COMPTON-GRO //Astronomy and Astrophysics Supplement Series, (1993), vol. 97, № 1, p. 349-353.

[2] Ю.Д.Котов. Особенности генерации высокоэнергичных излучений в солнечных вспышках и возможности спутникового проекта "КОРОНАС-ФОТОН" по их исследованию (на сайте МИФИ).

выбросов массы (КВМ)
При вычислении коэффициентов корреляции потоков протонов в

зависимости от линейной скорости КВМ, было получено, что для протонов с энергией выше 10 МэВ данный коэффициент составляет 0.75 и для >100 МэВ – около 0.5 [3].
При использовании множественной регрессии, когда в качестве зависимого параметра выбирается величина потоков протонов, а независимых – флюенс гамма-излучения и линейная скорость КВМ, коэффициент корреляции достигает 0.92 для протонов с энергией выше 10 МэВ и 0.78 для >100 МэВ, но в последнем случае уровень значимости невысок из-за маленькой статистики [3].

[3] Мягкова И.Н. и др. Геоэффективность солнечных вспышек, в которых было зарегистрировано гамма-излучение (период 2001-2005 гг.) // Труды XI Пулковской международной конференции по физике Солнца «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических проявлений», С.-Петербург, 2007. с.261.

Как флюенсы гамма-излучения, так и скорость КВМ коррелируют с протонами СКЛ. Следовательно, флюенсы гамма-излучения и
скорость КВМ коррелируют между собой.

каким образом энергичные протоны оказываются захваченными высокими корональными

петлями?

Как показали Kocharov et al [4], медленно спадающая (за 260 с) компонента гамма-эмиссии вспышки 24 мая 1990г. связана с петлями ~200 Мм. Ускоренные протоны были захвачены петлями и двигались внутри них.
В случае вспышки 15 июня 1991г., Kocharov et al [5] предполагают, что гамма-эмиссия, наблюдавшаяся в течение 2 часов после импульсной фазы вспышки, имеет причину в релятивистских протонах, захваченных яркой магнитной аркой, размерами ~ 1000 Мм.

[4] Kocharov L. G. et al. Neutron and Electromagnetic Emissions during the 1990 May 24 Solar Flare // Solar Physics 155: 149, 1994.
[5] Kocharov L. G. et al. Electromagnetic and Corpuscular Emission from the Solar Flare of 1991 June15: Continuous Acceleration of Relativistic Particles // Solar Physics 150: 267, 1994.

объясняющая существование длительных гамма-всплесков на постмаксимальной стадии мощных солнечных

вспышек, сопровождающихся быстрым корональным выбросом массы (КВМ). Согласно концепции, в магнитных петлях на фронте КВМ могут генерироваться протоны с энергиями ~30 МэВ и поперечными питч-углами [6].

Ускорение положительных ионов и электронов в эруптирующей корональной петле происходило, согласно [7], в противоположных направлениях.

6. Sidorov V.I., and Yazev S.A. Geomagnetism and Aeronomy, 2009, V.49, № 8, pp.1076-1079.
7. Зайцев В.В., Степанов А.В. Корональные магнитные арки. -Успехи физических наук. Т.178, №11, 2008, с.1165-1204.

Схема события 23 июля 2002г., включавшего вспышку (Х4.8), и быстрый КВМ (скорость 2285 км/с).

на уходящую поверхность КВМ. Там они могут быть захвачены

в образующиеся, согласно модели CSHKP, вспышечные петли.

Красным цветом выделены вспышечные ленты, а также хромосферные основания коронального выброса [6]:
СКВЛ – структуры на концах вспышечных лент,
RB – удаленные уярчения вспышки (remote brightenings)

типичные параметры КВМ на расстоянии в 1.5-2 солнечных радиуса

[8]

[8] В.Д.Кузнецов в кн. «Плазменная гелиогеофизика». Т.1, 2009, с.86-90.

Можно ли считать фронт КВМ уплотненной плазмой короны, обтекающей магнитную структуру быстрого КВМ (скорость 1÷2 Мм/с) на высотах до 2 солнечных радиусов?

Учитывая характерный интервал высоты импульсного ускорения КВМ,
время основного ускорения ~ минут,
попадающее в интервал возможных значений времени магнитной диффузии 0.05÷500 с [7], можно ответить – ДА !

to the Earth – and beyond: panel reports”, 2003

http://www.nap.edu/openbook.php?record_id=10860

Аналогия – электрический ток, бегущий по магнитопаузе магнитосферы Земли [9],
представляющий собой дрейф заряженных частиц с экваториальными питч-углами

спадающую - в е раз за характерное время 25

минут и
медленно спадающую - в е раз за характерное время 255 минут?

В первом случае, падение интенсивности излучения обусловлено уходом протонов от Солнца вместе с быстрым КВМ за характерное время ~десятки минут.

Во втором случае, – длительным сохранением ускоренных протонов с поперечными питч-углами в медленно эволюционирующих высоких корональных послевспышечных петлях с малой плотностью плазмы.

Эти две компоненты гамма-эмиссии можно интерпретировать как вызванные протонами близких энергий, но захваченными топологически разными магнитными структурами:
- арками КВМ (быстро падающая компонента эмиссии),
- и высокими вспышечными петлями (медленно падающая компонента эмиссии).

линейной скоростью КВМ [3],
корреляции потоков протонов СКЛ с флюенсами

гамма-всплесков [3],
3) зависимость флуенсов гамма-всплесков от скорости КВМ.

При большей скорости КВМ сохраняется больший процент ускоренных протонов в магнитных арках КВМ, из-за меньшего времени высыпания протонов на хромосферу (при большóй, но конечной длине их свободного пробега).

[3] Мягкова И.Н. и др. Геоэффективность солнечных вспышек, в которых было зарегистрировано гамма-излучение (период 2001-2005 гг.) // С.-Петербург, 2007. с.261.

Чем больше протонов вблизи Солнца, вызывающих при высыпании в плотную атмосферу гамма-всплеск, тем больше их уносится выбросом в гелиосферу. Это возможно, если в разных событиях распределение протонов по питч-углам не сильно отличается.

3) При большей скорости КВМ более эффективен дрейф протонов на уходящую поверхность КВМ и переход их на высокие вспышечные петли, и дальнейшее высыпание их в плотную атмосферу, сопровождающееся гамма-эмиссией.