Связанный со вспышкой дециметровый радиовсплеск IV типа, вызванный X2-излучением электронного циклотронного мазерного излучения Lv и соавт.

Дециметровые широкополосные радиовсплески (с частотами от сотен МГц до нескольких ГГц) наблюдались на Солнце и других вспыхивающих звездах. В случае с Солнцем такие вспышки были классифицированы как вспышки дециметрового типа IV (t-IVdm). Их спектры часто содержат значительные тонкие структуры, такие как пульсации, всплески и различные структуры поглощения. Это отличает их от их метрических и сантиметровых аналогов.Из-за отсутствия данных визуализации на дециметровых длинах волн более ранние исследования определяли ориентацию поля источника на основе гипотезы о ведущих солнечных пятнах (Aschwanden, 1986; Zlobec et al., 1987). Это приводит к противоречивым выводам о механизме возникновения вспышек t-IVdm. За последние восемь десятилетий солнечной радиоастрономии только очень кратковременные, сильно поляризованные и чрезвычайно яркие всплески на Солнце широко приписывались электронно-циклотронному мазерному излучению (ECME), в то время как несколько других типов когерентных солнечных вспышек, таких как I, II и III типы, были отнесены к излучение плазмы.

Мы проанализировали вызванный вспышкой всплеск t-IVdm в 20110924 году со средне-сильными уровнями поляризации от источников вблизи солнечного пятна. Это событие было зафиксировано NRH на нескольких частотах визуализации и SDO/AIA на полосах пропускания EUV. Цель состоит в том, чтобы определить механизм, лежащий в основе излучения.

Рисунок 1: Обзор радиовсплеска t-IVdm 24 сентября 2011 года. (а) Потоки мягкого рентгеновского излучения от вспышка класса M7.1 на частоте 1,0-8,0 Å. (b) Динамические спектры, объединяющие данные обсерватории Сан–Вито (100-175 МГц), обсерватории Блейен (175-870 МГц) и обсерватории Ондрейова (870-2000 МГц). Всплески I и II являются двумя компонентами события t-IVdm. (c) Временные профили максимального TB и степени поляризации (d) с частотой 10 с на восьми частотах NRH.

Мероприятие состоит из двух основных этапов (I и II), каждый из которых длится ≈20 минут. Наблюдения выявили три особенности: (1) Оба компонента всплеска сильно прерывисты, с четко выраженными верхними и нижними частотными срезами на частоте ≈1-2 ГГц и 200-300 МГц соответственно. (2) Максимальная яркостная температура (TB) составляет ≈2 × 1011 К для серии I и ≈4×1010 К для серии II. (3) Поляризация носит левосторонний характер с уровнями, достигающими ≈70%-100%, с общей тенденцией к увеличению частоты. Основываясь на этих наблюдениях, мы заключаем, что излучение является когерентным, поскольку некогерентное гиросинхротронное излучение солнечных вспышек не может давать такой перемежаемости при высоком TB > 1011 К и сильной поляризации на таких частотах (например, Далк, 1985).

Рисунок 2: Данные AIA и HMI события. (a)–(c) и (e)–(g) Изображения AIA при 94, 131 и 171 Å наложены на 95%-ные контуры максимального TB
на восьми частотах (228-445 МГц) для репрезентативных моментов вспышек I и II. (d) и (h) Магнитограмма HMI, наложенная на экстраполированные силовые линии поля NLFFF. Окрашенные участки силовых линий соответствуют напряженностям поля, увеличивающимся с ≈40,7 до ≈79,5 G, и соответствующим 2 Ом Cce, увеличивающимся с 228 до 445 МГц. Цветные круги отображают контуры NRH 95% в 13:04:17 (d) и 13:45:07 (UT). Желтая сфера, пересекающая голубую линию поля, отмечает место, куда инжектируются энергичные электроны для моделирования переноса частиц.

Источники NRH систематически перемещались во время вспышки, демонстрируя по меньшей мере два скачка, которые указывают на начало вспышек I и II. Около 13:00 UT источники переместились в область над вспыхивающими петлями, а в ~13:20 UT они переместились к западному краю петель, прямо над крайним правым солнечным пятном с отрицательной полярностью. В течение всего процесса источники NRH были хорошо выровнены друг с другом, а высокочастотные источники располагались ближе к диску.

Мы сделали два основных вывода: (1) Источники NRH обоих всплесков (I и II) расположены вдоль силовых линий поля, направленных в сторону солнечного пятна с сильной левой поляризацией (рис. 1(d)), так что оба всплеска относятся к X-режиму, и (2) источники хорошо совпадают с цветным участком 2 Омсе. Таким образом, наиболее вероятным механизмом излучения является гармоническая X-мода (X2) через ECME, поскольку альтернативный процесс когерентного плазменного излучения привел бы к появлению O-моды для основной ветви или слабой поляризации для гармонической ветви (например, Chen et al., 2022).Далее мы смоделировали перенос нисходящих энергичных электронов по корональной петле. Мы обнаружили, что большинство электронов отражается в сходящихся полях солнечных пятен в диапазоне высот 20-100 мм. Это согласуется с четко определенными спектральными диапазонами таких вспышек. Энергетические электроны, излучающие ECME, демонстрируют функцию распределения скоростей, подобную оболочке (VDF), вместо обычно предполагаемого распределения в виде конуса потерь.

Это исследование предоставляет важные доказательства того, что вспышка t-IVdm, вызванная вспышкой, вызвана ECME в режиме гармонического X, и значительно расширяет применение ECME в солнечной радиоастрономии, а также предоставляет образцы солнечной энергии для аналогичных вспышек от других вспыхивающих звезд.

На основе недавней статьи Л.В. М., Чжун З., Конг Х., Нин Х., Ю. Ф., Ван Б., Тан Б., Виктора М., Алексея К., Сонга Х., Чжэн Р., Чена Ю., связанной со вспышками дециметрового типа-IV Радиовсплеск, вызванный X2-излучением электронного циклотронного мазерного излучения, ApJL, 989, L24, DOI: https://doi.org/10.3847/2041-8213/adf5c6

Список литературы

Ашванден, М.: 1986, СОФ, 104, 57

Злобец, П., Мессеротти М., Ли Х. и др.: 1987, SoPh, 114, 375, Далк Г.: 1985, ARA&A, 23, 169, Чен Ю., Чжан З., Ни С., и др.: 2022, ApJL, 924, L34

Другие новости:

---