Солнечные вспышки ускоряют энергичные электроны. Некоторые из них уходят в межпланетное пространство и создают межпланетные солнечные радиовсплески типа III, в то время как электроны, взаимодействующие с солнечной атмосферой, производят жёсткое рентгеновское излучение (HXR).
Наблюдения и исследования
Многие исследования, связывающие наблюдения радиовсплесков типа III и HXR-излучения, были проведены после первых наблюдений их временной ассоциации (например, Kane 1972, 1981). Недавно статистические исследования были проведены James & Vilmer (2023) о связи между электронами, производящими HXR-излучение, и свойствами корональных всплесков типа III и их ассоциацией с межпланетными всплесками типа III.
Сейчас, когда STIX и RPW непрерывно наблюдают на одном космическом аппарате (Solar Orbiter), у нас есть уникальная возможность изучить связь между HXR-вспышками и межпланетными всплесками типа III.
Недавнее исследование Paipa-Leon et al. (2025) основано на пяти днях наблюдений (17–21 ноября 2020 года), когда STIX и RPW предоставили первые одновременные наблюдения рентгеновских вспышек и радиовсплесков типа III на Solar Orbiter (рис. 1).
Рисунок 1. Наблюдения RPW/STIX с 18 ноября в 00:00 UT до 19 ноября в 18:00 UT. (Верхняя кривая) Сверху вниз: спектрограммы RPW-TNR (100–425 кГц) и RPW-HFR (425 кГц–8 МГц), и световые кривые STIX. Вертикальные линии указывают на время начала всплесков типа III. (Нижняя кривая) Для шести вспышек наложены контуры рентгеновского излучения на изображения EUV (EUI) в диапазоне 174 Å.
На рисунке 1 видно, что связь между двумя типами излучения не является однозначной, как уже известно из предыдущих исследований. Самая сильная рентгеновская вспышка, обнаруженная до 80 кэВ, не имеет аналога типа III. Наиболее интенсивный межпланетный всплеск типа III (событие 8) связан с относительно слабой вспышкой (без подсчётов выше 16 кэВ).
За весь период наблюдений было обнаружено 21 временное соответствие между межпланетными всплесками типа III и HXR-вспышками (при общем количестве 232 HXR-вспышек, наблюдаемых STIX, и 32 межпланетных всплесков типа III, наблюдаемых RPW).
Рисунок 2. Событие 17 ноября ∼ 01:25 UT. (Слева сверху вниз): спектрограммы RPW и спектрограмма STIX в разных диапазонах энергий. Время начала рентгеновской вспышки, время начала межпланетного всплеска типа III и время связанного пика рентгеновского излучения отмечены вертикальными линиями пурпурного, синего и фиолетового цветов. (Справа) Контуры рентгеновского излучения в выбранные промежутки времени, наложенные на изображение EUI/FSI в диапазоне 174 Å.
Рисунок 2 показывает, что начало межпланетного всплеска типа III не обязательно связано с первым HXR-пиком вспышки или самым энергетическим, но может быть связано с более поздними пиками. Это характерно для большинства вспышек в нашей выборке. Только в шести случаях межпланетный всплеск типа III временно связан с основным HXR-пиком.
Задержки между началом межпланетных всплесков типа III и временем связанных с ними HXR-пиков варьируются от нескольких секунд до примерно пяти минут, причём большинство из них составляет менее трёх минут. Эти задержки соответствуют времени распространения электронов со скоростями около 0,1 c (типично для электронов, производящих всплески типа III) между временем инжекции из нижней короны и местом, где они могут производить радиоизлучение в диапазоне частот от 6,52 МГц до 675 кГц.
На рисунке 2 (справа) также показано, что изменения в морфологии источников HXR наблюдаются вблизи начала межпланетных всплесков типа III. Это наблюдается во всех вспышках нашей выборки. Либо дополнительные источники рентгеновского излучения появляются вблизи уже существующих на диске или на лимбе, либо наблюдается удлинение рентгеновского источника, когда активная область находится за лимбом.
Выводы
Рисунок 3 описывает возможный сценарий для объяснения появления новых рентгеновских источников или удлинения рентгеновских источников для вспышек вблизи лимба. Последовательные эпизоды пересоединения создают энергичные электроны в магнитных конфигурациях с различной связью с верхней солнечной атмосферой.
Первый эпизод пересоединения происходит в нижней короне и создаёт HXR-излучающие энергичные электроны. Этот первый эпизод не связан с радиовсплеском, поскольку энергичные частицы не имеют доступа к открытым силовым линиям. По мере развития магнитной конфигурации происходит новое событие пересоединения выше в короне между замкнутыми и открытыми силовыми линиями. Некоторые ускоренные электроны производят рентгеновское излучение, а некоторые из них распространяются по открытым силовым линиям и создают всплески типа III.
Если вспыхивающая активная область всё ещё находится на диске, новое событие пересоединения приводит к появлению новых точек опоры. Слабые корональные источники также могут быть созданы на вершинах петель вблизи участков пересоединения. Когда точки опоры оказываются закрытыми (активная область близко к лимбу или за ним), эти корональные источники могут быть обнаружены, и новые источники, появляющиеся выше в короне, могут быть наблюдаемы в связи с новым эпизодом пересоединения.
Наши результаты подтверждают значительную роль пересоединения в обеспечении доступа ускоренных во время вспышек электронов к открытым магнитным силовым линиям, как это было ранее показано, например, в Krucker et al., 2008.
Рисунок 3. Карикатура предложенного сценария пересоединения (адаптировано из Glesener et al. 2012). Выброс энергии инициируется появлением петли в активной области, встроенной в открытые силовые линии. Пересоединение происходит между замкнутой восходящей петлёй и открытой магнитной силовой линией. Энергичные электроны, движущиеся вдоль пересоединённых силовых линий (оранжевые стрелки), производят жёсткое рентгеновское излучение в точках опоры (синим цветом; они могут быть закрыты, если активная область находится за лимбом) и в корональных источниках (малиновым цветом) вблизи места пересоединения (красным цветом). Они также могут уходить по открытым магнитным силовым линиям в короне в сторону межпланетной среды и создавать всплески типа III (зелёным цветом).
На основе недавней статьи Paipa-Leon, D., et al. Connecting energetic electrons at the Sun and in the heliosphere through X-ray and radio diagnostics, Astronomy & Astrophysics, Volume 694, id.A111, DOI: 10.1051/0004-6361/202452278.
Ссылки:
Glesener, L., Krucker, S., & Lin, R. P. 2012, ApJ, 754, 9
James, T., & Vilmer, N. 2023, A&A, 673, A57
Kane, S. R. 1972, Sol. Phys., 27, 174
Kane, S. R. 1981, ApJ, 247, 1113
Krucker, S., Saint-Hilaire, P., Christe, S., et al. 2008, ApJ, 681, 644