Влияние частичной ионизации плазмы и мелкомасштабной турбулентности на жнерговыделение и ускорение частиц в атмосфере Солнца

• Автор: Цап, Юрий Теодорович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Крым, Научный
• Количество страниц: 128 с.

Оглавление
ВВЕДЕНИЕ
1 ОБОБЩЕННЫЙ ЗАКОН ОМА И ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЕ В ЧАСТИЧНО ИОНИЗОВАННОЙ ПЛАЗМЕ
1.1 Введение
1.2 Солнечные хромосферные спикулы
1.2.1 Данные наблюдений
1.2.2 Модели сиикул
1.2.3 Обобщенный закон Ома и механизм образования солнечных хромосферних спикул
1.3 Солнечные вспышки и проблема энерговыделения
1.3.1 Введение
1.3.2 Локальные модели солнечных вспышек
1.3.3 О турбулизадии плазмы токового слоя в модели солнечной вспышки Хейвертса-Приста-Раста
1.4 Выводы
2 МОДЕЛЬ ВСПЫШКИ ” ЭЛЕКТРИЧЕСКАЯ ЦЕПЬ” И ТОНКАЯ ВРЕМЕННАЯ СТРУКТУРА ИЗЛУЧЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ ПЕТЕЛЬ
2.1 Введение
2.2 Модель вспышки ’’электрическая цепь”
2.3 МГД-колебания магнитных трубок и тонкая временная структура излучение солнечных вспышек
2.3.1 Декремент радиационного затухания БМЗ-колебаний в магнитных трубках
2.4 Высокодобротный осциллятор области вспышечного энерговыделения .
2.4.1 Высокодобротные осцилляции и параллельный ГДС-контур
2.4.2 Нелинейное уравнение для тока

2.4.3 Диагностика параметров области энерговыделения
2.4.4 Эквивалентный Ы1С - контур и осцилляции звездных вспышек .
2.5 Выводы
3 УСКОРЕНИЕ ЗАРЯЖЕННЫХ ЧАСТИЦ В СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ
3.1 Введение
3.2 Механизмы ускорения заряженных частиц в солнечных вспышках
3.2.1 Классификация механизмов ускорения
3.2.2 Ускорение электронов в квазистационарных электрических полях
3.2.3 Стохастические механизмы ускорения
3.2.4 Механизмы ускорения заряженных частиц ударными волнами
3.3 Каскадное ускорение электронов МГД-~ турбулентностью в солнечных
вспышках
3.3.1 МГД-турбулентность и каскадная передача энергии
3.3.2 Ускорение Ферми и затухание БМЗ-волн
3.4 О стохастическом ускорении электронов в верхней хромосфере Солнца .
3.4.1 Локализация области ускорения электронов и нижнегибридные волны
3.4.2 Пересоединение магнитных силовых линий и обобщенный закон Ома
3.4.3 Модифицированная двухпотоковая неустойчивость Бунемана
3.4.4 Ускорение электронов нижнегибридными волнами
3.5 Выводы
4 СПЕКТРЫ ЭНЕРГИЧНЫХ ЭЛЕКТРОНОВ И ЖЕСТКОЕ РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК
4.1 Введение
4.2 Пороги циклотронной неустойчивости в корональной арке и кулоновское
рассеяние
4.3 Спектр захваченных электронов

4.4 Режимы диффузии и плотность энергии вистлеров
4.5 Особенности жесткого рентгеновского излучения на различных высотах
в атмосфере Солнца
4.5.1 Результаты наблюдений
4.5.2 Жесткое рентгеновское излучение и модель коронального проб-котрона
4.5.3 О временных задержках жесткого рентгеновского излучения
4.6 Выводы
ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ
ЛИТЕРАТУРА
ПРИЛОЖЕНИЕ

2 МОДЕЛЬ ВСПЫШКИ ” ЭЛЕКТРИЧЕСКАЯ ЦЕПЬ” И ТОНКАЯ ВРЕМЕННАЯ СТРУКТУРА ИЗЛУЧЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ ПЕТЕЛЬ 2.1 Введение
В предыдущем разделе было показано, что модели солнечных вспышек, связанные с пересоединением магнитных силовых линий, сталкиваются со многими трудностями. Среди которых особо следует отметить проблему малого объема области энерговыделения. Поскольку характерная толщина токового слоя в короне Солнца составляет 102 — 105 см, то характерный объем токового слоя не превышает 1021 — 1025 см3, тогда как наблюдения свидетельствуют в пользу значений 102' — 1029 см3. Поэтому неудивительно, что в последнее время вновь привлекла к себе внимание контурная модель солнечной вспышки.
Выбор той или иной модели основан на сравнении эксперементальных и теоретических результатов. Следовательно, в первую очередь, необходимо строить такие модели, с помощью которых можно проводить диагностику физических параметров исследуемого процесса. В частности, изучение тонкой временной структуры излучения корональных магнитных петель является одним из наиболее плодотворных методов диагностики вспышечной плазмы.
2.2 Модель вспышки ”электрическая цепь”
Кратко остановимся на главных моментах контурной модели вспышки (circuit model). Вспышечная магнитная петля представляется в виде цепи с индуктивностью L%, им-педансами коронального Zk и хромосферного Zx участков и ЭДС, которая создается движением вещества фотосферы (Рис.2.1). При токе I ~ 1011 — 1012 А [9] и индуктивности is ~ 10 Гн [69] запасенная энергия в одиночной вспышечной петле Ly,I2/2 ~ 5 • (1022 — 1024) Дж, что достаточно для объяснения энергетики крупной солнечной вспышки. В предвспышечном состоянии активное сопротивление петли Ro ~ 10~12 Ом [3]. Вспышка возникает, если сопротивление петли повысится на