Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 4, стр. 436-455

3.1. Cтатистика по 35 “изолированным” X-вспышкам из каталога

Анализ “quick-look” изображений RHESSI дает следующие результаты. В ~31% изолированных вспышек класса Х источники всех предвспышечных КПП располагаются в той же АО, что и основная вспышка. Такие события мы относим к типу I. Примером события такого типа является вспышка Х класса 26 октября 2014 г., № 1 в табл. 1 (также там приведена еще одна вспышка № 5 этого типа, но М-класса). В ~34% событий источники по крайней мере части предвспышечных пульсаций находятся в АО, отличных от АО основной вспышки. Такие события мы относим к типу II (примеры – события № 2‒4 в табл. 1). В основном в таких событиях источники предвспышечных КПП принадлежат одной АО (события № 2 и 3), но в некоторых случаях могут располагаться в нескольких АО (как в случае события № 4). В оставшихся ~35% случаев RHESSI по тем или иным причинам не наблюдал большую часть предвспышечных КПП. Такие события отнесем к типу III и далее не рассматриваем их в этой работе.

Рассмотрим некоторые характеристики событий типов I и II. Зависимость расстояния d между “центрами массы” (центроидами) источников предвспышечных КПП и источника основной вспышки от среднего периода КПП $\left\langle P \right\rangle $ показана на рис. 1а ромбами и квадратами для событий типов I и II, соответственно. Точки данных разделяются для двух типов событий. Расстояния для событий типа I меньше расстояний для событий типа II. Минимальные, максимальные и средние расстояния имеют следующие значения: min(d)_I = = 1.5 Мм, min(d)_II = 284.3 Мм, max(d)_I = 90 Мм, max(d)_II = 1227.7 Мм, ${{\left\langle d \right\rangle }_{{\text{I}}}}$ = 24.4 Мм, ${{\left\langle d \right\rangle }_{{{\text{II}}}}}$ = = 815.6 Мм, соответственно (нижние индексы I и II обозначают принадлежность к соответствующему типу событий). Такая разница в расстояниях событий двух типов понятна. Источники предвспышечных КПП в событиях типа I находятся в одной со вспышкой АО на относительно малых расстояниях к источнику вспышки, тогда как в событиях типа II источники КПП и вспышки располагаются в разнесенных АО на Солнце (примеры будут показаны ниже). Линейное расстояние между двумя АО в событии типа II может достигать почти двух солнечных радиусов, т.е. такие события находятся далеко друг от друга в разных полушариях Солнца (рис. 1б). Отметим также, что среднее расстояние в событиях I типа (${{\left\langle d \right\rangle }_{{\text{I}}}}$ = 24.4 Мм) в 3‒5 раз превышает пространственное разрешение наиболее точных коллимирующих решеток RHESSI (№ 3 ‒ 4.9 Мм и № 4 – 8.5 Мм), использованных для построения “quick-look” изображений. Таким образом, даже из анализа “quick-look” изображений можно сделать вывод о том, что, в среднем, положения источников предвспышечных КПП не совпадали с положением источника основной вспышки в событиях типа I (хотя и находились в той же АО).

Рис. 1.

(а) ‒ Зависимость расстояния d между источниками предвспышечных рентгеновских КПП и рентгеновским источником последующей “изолированной” вспышки класса Х в диапазоне 6‒12 кэВ от периода P КПП для событий I (ромбы) и II (квадраты) типов. (б) ‒ Положения рентгеновских источников вспышек (звездочки) и источников предвспышечных КПП (квадраты) в событиях II типа, соединенные прямыми отрезками на фоне солнечного диска.

Средний период КПП событий типа I (${{\left\langle P \right\rangle }_{{\text{I}}}}$ = = 12.3 ± 7.1 мин) меньше, чем событий типа II (${{\left\langle P \right\rangle }_{{{\text{II}}}}}$ = 16.4 ± 11.5 мин), однако разница периодов не такая существенная, как разница расстояний между источниками КПП и вспышки.

Коэффициенты линейной корреляции Пирсона между P и d для событий I и II типов имеют следующие значения: cc_I = –0.21 и cc_II = 0.28, соответственно (приведены на рис. 1а), что указывает на отсутствие явной линейной связи между этими двумя параметрами.

Далее, в качестве примера, мы разберем более подробно два события I типа и три события II типа. Основные характеристики вспышек в мягком рентгене (дата, время начала и пика, класс, гелиографические и гелиопроекционные координаты, номер родительской АО вспышки, время начала сопутствующего КВМ, если наблюдался, из каталога КВМ SOHO/LASCO, (https://cdaw.gsfc. nasa.gov/CME_list/) и предвспышечных КПП (средний период $\left\langle P \right\rangle $ и стандартное отклонение σ(P)) для этих событий даны в табл. 1.

3.2. Вспышка X2.0 26 октября 2014 г.

Временны́е профили рентгеновского излучения по данным RHESSI и GOES/XRS, а также профили температуры плазмы T(t) и меры эмиссии МЭ(t) для этого события показаны на рис. 2. Серию из как минимум семи рентгеновских КПП (P1‒P7) с возрастающей амплитудой и средним периодом $\left\langle P \right\rangle $ = 11.4 ± 1.6 мин можно видеть на профилях потоков в каналах 0.5‒4 и 1‒8 Å и T(t) перед началом основной вспышки. На рис. 2в серой жирной кривой показана фиттирующая функция для предвспышечных КПП в профиле температуры следующего вида:

Рис. 2.

Временны́е профили скорректированных темпов счета RHESSI (а), потоков рентгеновского излучения в каналах 0.5‒ 4 и 1‒8 Å GOES/XRS (б), температуры (сплошная черная линия) и меры эмиссии (пунктирная серая линия) вспышечной плазмы по данным GOES/XRS (в), перед и во время солнечной вспышки X2.0 26 октября 2014 г. Сплошная серая жирная кривая на (в) – визуализация функции из выражения (1). Соседние вертикальные сплошные прямые линии обозначают интервалы времени (t1−t6), для которых построены изображения рентгеновских источников, показанные на рис. 3. Двумя вертикальными штриховыми линиями обозначен интервал времени пульсации P7, приведенный на рис. 4.

RHESSI детектировал часть пульсаций P3 и P4, полностью пульсации P5−P7 и фазу спада основной вспышки класса Х2.0. Пропуски были из-за нахождения RHESSI в тени земли и Южной-атлантической аномалии. Эти интервалы отмечены горизонтальными отрезками на рис. 2а сверху с символами “N” и “S”, соответственно.

На рисунке 3а, б приведены рентгеновские источники для различных интервалов времени t1−t6, показанных на рис. 2 вертикальными прямыми и соответствующих пульсациям P3−P7 и фазе спада вспышки. Видно, что источники для всех рассмотренных интервалов времени, включая вспышечный источник, находятся в одной АО 12192. Таким образом, это событие типа I. При этом, в разных интервалах времени источники находятся в разных местах и имеют разную форму. Расстояния между “центрами масс” источников в соседние интервалы времени варьируются от ~1 до 16 Мм. Это также прослеживается на рис. 3в–ё, на котором на разностные изображения SDO/AIA в канале 131 Å изо-контурами наложены рентгеновские источники. Видно, что источникам последовательных рентгеновских пульсаций соответствует появление различных ультрафиолетовых петлеобразных уярчений. Для интервала времени t6 во время вспышки поток излучения в канале 131 Å слишком велик, вследствие чего происходит перенасыщение матриц инструмента SDO/AIA и источник наблюдается в виде размытого белого пятна сложной формы (рис. 3ж). Он соответствует аркаде вспышечных петель.

Рис. 3.

Рентгеновские источники на Солнце до и во время вспышки X2.0 26.10.2014 г. по данным RHESSI в диапазоне 6‒12 кэВ для интервалов времени t1−t6. На (а) поле зрения – все Солнце. Черный прямоугольник обозначает вспышечную область (АО 12192), показанную на (б). Разной толщиной и цветом показаны изо-контуры рентгеновских источников на уровне 50% от их максимальной яркости. Штриховой прямоугольник на (б) обозначает область, показанную на (в–ж), где даны разностные изображения в канале 131 Å SDO/AIA для центров интервалов времени t1−t6 c нанесенными изо-контурами рентгеновских источников в диапазоне 6‒12 кэВ на уровнях 30 и 70% от максимальной яркости.

Чтобы разобраться, что из себя представляют отдельные предвспышечные пульсации, в качестве примера рассмотрим более детально пульсацию P7 в этом событии. Временны́е профили для нее (для интервала времени между двумя вертикальными штриховыми линиями на рис. 2) показаны на рис. 4а–в. Из этого рисунка можно видеть, что пульсация P7 обладает набором признаков, характерных для обычных солнечных вспышек: 1) фаза роста профиля мягкого рентгена короче (примерно в 5 раз) фазы спада, 2) пик профиля меры эмиссии задержан относительно пика профиля температуры (на ~3.3 мин), 3) присутствует импульсная фаза с несколькими пиками жесткого рентгеновского излучения >25 кэВ. Более того, динамика источников мягкого рентгеновского и ультрафиолетового излучения тоже соответствует обычной солнечной вспышке. На рис. 4г−з для шести интервалов времени t1_P7‒t6_P7 (обозначенных на рис. 4а−в вертикальными линиями) показаны разностные изображения в канале SDO/AIA 131 Å с наложенными на них изо-контурами рентгеновских источников. Из этого рисунка видно, что в разное время рентгеновские источники имеют разную форму и находятся в разных местах (разница положений “центров масс” соседних источников ~4‒20 Мм), а их смещения соответствуют появлению новых источников ультрафиолетового излучения (возгоранию новых корональных петель). Таким образом, можно заключить, что пульсация P7 сама по себе представляет обычную небольшую солнечную вспышку (класса С7.5), предшествующую основной более мощной вспышке (класса Х2.0) в той же АО.

Рис. 4.

На (а–в) аналогичные временны́е профили, что и на рис. 2а–в, но для интервала времени пульсации P7 в событии 26.10.2014 г. Соседние вертикальные прямые линии обозначают начало (сплошные) и конец (штриховые) интервалов времени t1_P7−t6_P7, для которых построены изображения на (г–з), аналогичные рис. 3в–ж.

3.3. Вспышка М1.9 17 февраля 2013 г.

Временны́е профили, показанные на рис. 5, позволяют видеть наличие по крайней мере пяти пульсаций со средним периодом $\left\langle P \right\rangle $ = 3.7 ± 0.9 мин перед началом вспышки класса М1.9 в 15:45 UT 17 февраля 2013 г. На рисунке 6 показано положение рентгеновских (6‒12 кэВ) источников для шести интервалов времени t1−t6, обозначенных на рис. 5 вертикальными линиями. Интервалы t1−t5 соответствуют пикам последовательных предвспышечных пульсаций, а интервал t6 – первому пику вспышки. Из рисунка 6а можно видеть, что источники всех пульсаций и вспышки расположены в одной АО 11675 на диске Солнца. Таким образом, это событие относится к типу I. Из рисунка 6б можно видеть, что источники смещаются во времени в пределах 20 угл. с (или ~15 Мм). На рисунке 6в–ж изо-контуры этих же рентгеновских источников наложены на разностные изображения (SDO/AIA в канале 131 Å) участка вспышечной АО. Времена этих ультрафиолетовых изображений соответствуют (в пределах 6 с) центрам временны́х интервалов t1−t6. Из рисунка 6в–ж видно, что динамика рентгеновских источников соответствует динамике ультрафиолетовых источников. А именно, в разные моменты времени “центр масс” рентгеновского источника совпадает с появляющимся новым ультрафиолетовым источником. В начале (в t1) ульрафиолетовый источник имел компактную (~15 Мм) S-образную форму. Со временем, от пульсации к пульсации, эта структура эволюционировала, меняла форму, увеличивались ее размеры (до ~30 Мм) и яркость.

Рис. 5.

Временны́е профили, аналогичные показанным на рис. 2а–в, но для события М1.9 17.02.2013 г.

Рис. 6.

Изображения в рентгеновском диапазоне 6‒12 кэВ по данным RHESSI и SDO/AIA (131 Å), аналогичные показанным на рис. 3, но для события М1.9 17.02.2013 г.

Более детальное рассмотрение отдельных предвспышечных пульсаций в этом событии (рисунки не представляем для сохранения разумного объема статьи) показывает их схожесть с пульсациями в событии 26 октября 2014 г. Рентгеновские пульсации в данном событии проявляют признаки обычных вспышек: 1) фаза роста короче фазы спада, 2) пик меры эмиссии задержан относительно пика температуры на ~1.3 ± 0.9 мин (для основной вспышки задержка ~0.6 мин), 3) наличие импульсной фазы, сопровождаемой пиками жесткого рентгена (>25 кэВ), 4) соответствие пространственно-временнóй динамики рентгеновских и ультрафиолетовых источников, сопровождаемой вовлечением новых петлеобразных структур в процесс энерговыделения и увеличением объема излучающей области (рост вспышечных аркад).

3.4. Вспышка X2.7 5 мая 2015 г.

Вспышка началась в мягком рентгене в 22:05 UT. Перед ее началом наблюдалась серия из четырех предвспышечных КПП P1‒P4 (см. рис. 7б, в). Пики меры эмиссии были задержаны относительно пиков температуры на ~16.5 ± 8.3 мин для предвспышечных КПП и на ~1.3 мин для основной вспышки (рис. 7в).

Рис. 7.

(а–в) Временны́е профили, аналогичные показанным на рис. 2а–в, но для события X2.7 5 мая 2015 г. На (г–ё) изображения рентгеновских источников на Солнце, построенные по данным RHESSI в диапазоне 6‒12 кэВ для интервалов времени t1−t4. Белые прямоугольники обозначают области, для которых показаны изображения на (ж–й). На изображения рентгеновских источников нанесены белые изо-контуры на уровнях 50% и 70% от их максимальной яркости.

Рентгеновские источники основной вспышки и предшествующей ей пульсации P4 располагались в АО 12339 вблизи восточного лимба Солнца, причем положения их “центров массы” смещены на ~38 угл. с или ~28 Мм (рис. 7е, ё, и, й). Однако источники пульсаций P1 и P3 находились в другой АО 12335, расположенной в пределах 300 угл. с от центра солнечного диска (рис. 7г, д, ж, з). По этой причине, данное событие мы относим к типу II. Из-за затенения Землей, RHESSI пропустил пульсацию P2 (рис. 7а). Анализ ультрафиолетовых изображений SDO/AIA показывает, что пульсация P2 могла произойти в АО 12339, где была и основная вспышка.

Мы проанализировали ультрафиолетовые изображения Солнца SDO/AIA в разных каналах и не обнаружили корональные петли, которые могли бы соединять удаленные друг от друга АО 12339 и 12335. Дополнительно отметим, что это событие сопровождалось гало-КВМ с зафиксированной линейной скоростью 715 км/с, первое наблюдение которого было в 22:24 UT (через 19 мин после начала вспышки) по данным каталога КВМ SOHO/ LASCO (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/).

3.5. Вспышка М2.9 25 октября 2013 г.

Вспышка стартовала в мягком рентгене в 02:48 UT. Перед ее началом [Tan et al., 2016] выделили серию из семи пульсаций P1−P7 общей длительностью около 2 ч и средним периодом $\left\langle P \right\rangle $ = = 16.1 ± 2.6 мин (см. рис. 8б, в). Пики меры эмиссии были задержаны относительно пиков температуры на ~10.3 ± 4.9 мин для предвспышечных пульсаций и на ~5.7 мин для основной вспышки (рис. 8в).

Рис. 8.

(а–в) Временны́е профили, аналогичные показанным на рис. 2а–в, но для события M2.9 25 октября 2013 г. На (г–ж) изображения рентгеновских источников на Солнце, построенные по данным RHESSI в диапазоне 6‒12 кэВ для интервалов времени t1−t5. На (з) локальный участок вспышечной АО 11882, показанный белым прямоугольником на (г), (д), (е), (ж). Рентгеновские источники показаны изо-контурами на уровне 50% от их максимальной яркости.

RHESSI наблюдал пульсации P1, P2, P5, P6 и основную вспышку, но пропустил пульсации P3, P4 и P7 из-за затенения Землей и пребывания в Южно-атлантической аномалии (рис. 8а). На рисунке 8г‒ж мы привели изображения всего Солнца, построенные по данным RHESSI в диапазоне 6‒12 кэВ, для пяти интервалов времени t1−t5, показанных вертикальными линиями на рис. 8а−в. Можно видеть, что во время пульсации P1 (t1) рентгеновские источники располагались одновременно в двух удаленных АО: 11882 (вблизи восточного лимба) и 11875 (в западной части диска). Источники пульсаций P2 (t2), P5 (t3) и основной вспышки (t5) находились в АО 11882. Однако источник пульсации P6 (t4) находился в АО 11875. Таким образом, источники части пульсаций находились в АО, удаленной на значительное расстояние (~1300 угл. с) от родительской АО основной вспышки и другой части пульсаций. И поэтому это событие мы относим к типу II. Отметим, что в этом событии положения рентгеновских источников различных пульсаций и основной вспышки, находящихся в АО 11882, в пределах углового разрешения RHESSI совпадали друг с другом (рис. 8з, где показаны изо-контуры источников для интервалов времени t1−t3 и t5).

Анализ ультрафиолетовых изображений Солнца SDO/AIA в разных каналах не выявил явного наличия длинных корональных петель, которые могли бы соединять сильно удаленные друг от друга АО 11882 и 11875. Отметим дополнительно, что согласно каталогу КВМ SOHO/LASCO событие сопровождалось КВМ с угловым раствором 121° и линейной скоростью 344 км/с, первое наблюдение которого было в 03:24 UT (через 36 мин после начала вспышки).

3.6. Вспышка С2.4 13 июля 2013 г.

Перед началом этой небольшой вспышки класса C2.4 (в 06:23 UT) [Tan et al., 2016] (figure 2D) зафиксировали в данных GOES/XRS серию из как минимум пяти квазипериодических рентгеновских пульсаций P1−P5 с близкими амплитудами (C1.8, C1.9, C1.6, C1.8 и C1.5) со средним периодом $\left\langle P \right\rangle $ = 15.6 ± 2.6 мин и общей длитель-ностью около 1.5 ч (см. рис. 9б, в). Пики меры эмиссии были задержаны относительно пиков температуры на ~5.7 ± 3.3 мин для предвспышечных пульсаций и на ~14.5 мин для основной вспышки.

Рис. 9.

(а–в) Временны́е профили, аналогичные показанным на рис. 2а–в, но для события C2.4 13.07.2012 г. На (г), (д) изображения рентгеновских источников на Солнце, построенные по данным RHESSI в диапазоне 6‒12 кэВ для интервалов времени t1 и t2, соответственно. На (е) вспышечный источник в канале 131 Å SDO/AIA для центра интервала t3. На (ё) разностное изображение в канале 131 Å SDO/AIA для центра интервала t3 для локального участка Солнца, показанного черным прямоугольником на (г–е). Белые прямоугольники показывают АО 11522, 11520 и 11521. Также белым нанесены изо-контуры (на уровне 50% от максимума) рентгеновских источников 6‒12 кэВ, построенные для интервалов t1 и t2.

Из-за затенения Землей и пребывания в Южно-атлантической аномалии RHESSI пропустил первые три пульсации P1‒P3 и основную вспышку, но детектировал две ближайшие ко вспышке пульсации P4 и P5 (рис. 9а). Для определения положения источника вспышки мы воспользовались изображениями SDO/AIA в канале 131 Å. Рентгеновские изображения всего Солнца для пульсаций P4 и P5, а также разностное изображение в канале 131 Å приведены на рис. 9г, д, е для интервалов времени t1, t2 и t3 (обозначенных на рис. 9а–в вертикальными линиями), соответственно. Можно видеть, что источник P4 располагался в АО 11522 в северном полушарии, источник P5 в АО 11520 в южном полушарии, и источник основной вспышки в АО 11521, расположенной по соседству (~220 угл. с или ~160 Мм) с АО 11520. Более подробно это можно видеть на комбинированном рис. 9ё. Дополнительно, на основе анализа разностных изображений в канале 131 Å SDO/AIA мы определили, что источники уярчений, связанных с пульсациями P1, P2 и P3 с большой вероятностью располагались в АО 11521 и 11522. Таким образом, в этом событии источники разных предвспышечных пульсаций и вспышки располагались по крайней мере в трех различных АО на Солнце. И это событие мы относим к типу II.

Три вовлеченные в это событие АО находились на относительно небольшом (<600 угл. с) расстоянии (по сравнению с рассмотренными выше событиями II типа 05.05.2015 г. и 25.10.2013 г.). Анализ ультрафиолетовых изображений Солнца в разных каналах SDO/AIA показывает, что АО 11522 и 11520 могли быть соединены трансэкваториальными корональными петлями, тогда как соседние АО 11520 и 11521 могли соединяться более короткими петлями.

4.1. Проверка механизма осцилляций LRC контура

В работе [Tan et al., 2016] высказано предположение, что механизм генерации рассматриваемых предвспышечных КПП может быть связан с осцилляциями электрического LRC контура, которым может рассматриваться корональная магнитная петля с продольным электрическим током [Zaitsev et al., 1998; Степанов и Зайцев, 2018]. В рамках рассматриваемого механизма предполагается наличие в АО магнитной петли с продольным током в короне, который замыкается по кратчайшему пути на фотосфере или под ней. Этот ток формируется и усиливается в петле перед вспышкой в результате изменений магнитного поля вследствие течений плазмы около подножий петли. Такая петля может рассматриваться как электрический LRC контур, собственные колебания которого имеют период, выражаемый зависимостью:

Сделаем проверку на основе конкретного события I типа 17.02.2013 г., в котором источники всех предвспышечных КПП и вспышка находились в одной АО в пределах ~20 угл. с или ~15 Мм друг от друга. Как упоминалось в разделе 2, эта вспышка и электрические токи в ее окрестности рассматривались ранее в работах [Sharykin et al., 2015; Zimovets et al., 2020]. Была получена оценка величины тока I ≈ 2.4 × 10⁹ А на фотосфере под источником жесткого рентгена (>25 кэВ) площадью S = 3.5 × 10¹³ м². Будем полагать, что это соответствует площади поперечного сечения петли. Зная из наблюдений длину петли (l ≈ 1.2 × 10⁷ м), ее объем оценивается как V = Sl ≈ 4.2 × 10²⁰ м³. Концентрация плазмы в петле $n = \sqrt {{{EM} \mathord{\left/ {\vphantom {{EM} V}} \right. \kern-0em} V}} $ ≈ $ \approx 0.6 \times {{10}^{{17}}}$ м^–3, где EM ≈ 1.5 × 10⁵⁴ м^–3 ‒ мера эмиссии, рассчитанная стандартным образом из данных GOES/XRS в двух каналах 0.5‒4 и 1‒8 Å. Оценим плотность плазмы ρ ≈ nm_p ≈ 1 × 10^–10 кг м^–3, где m_p – масса протона. Подставив оцененные значения физических параметров (S, ρ, I) в петле в выражение (5), получим значение периода осцилляций P ≈ 66.7 мин. Это значение примерно в 18 раз превышает измеренное значение периода предвспышечных КПП в этом событии $\left\langle P \right\rangle $ = = 3.7 ± 0.9 мин (см. табл. 1). Даже несмотря на оценочный характер полученных нами параметров петли, такое большое расхождение теоретического и наблюдаемого периодов указывает на низкую вероятность применения этого механизма к рассматриваемому событию.

Это и неудивительно, поскольку из наблюдений событий типа I (включая и это событие) мы установили, что обычно источники последовательных пульсаций располагаются не в одной петле, а появляются в последовательных пульсациях в разных местах (со смещением до ~20 Мм), соответствующих появлению новых ультрафиолетовых источников (петель). Дополнительным аргументом является установленный наблюдательный факт, что предвспышечные КПП по своей сути могут являться последовательными вспышечными событиями, сопровождаемыми задержкой пика меры эмиссии относительно пика температуры на время от нескольких десятков секунд до нескольких минут (например, [Sadykov et al., 2019] и ссылки там), серией импульсов жесткого рентгеновского и микроволнового излучения, перемещением их источников и поджигом новых ультрафиолетовых петельных источников [Grigis and Benz, 2005; Benz, 2017; Kuznetsov et al., 2016, 2017]. Такое поведение источников характерно для многих солнечных вспышек, которые сами по себе часто сопровождаются КПП в различных диапазонах спектра. Наконец, события типа II, в которых источники части или всех предвспышечных КПП располагаются в других АО, не связанных корональными петлями с родительской АО основной вспышки, вряд ли можно объяснить в рамках рассматриваемого механизма.

4.2. Другие возможные механизмы предвспышечных КПП

Ряд механизмов КПП основан на МГД-осцилляциях/волнах в различных магнитных объектах на Солнце: в корональных петлях, в расширяющихся магнитных воронках или в более сложных структурах типа Х-точек или токовых слоев (современные обзоры КПП во вспышках представлены в работах [Van Doorsselaere et al., 2016; McLaughlin et al., 2018; Куприянова и др., 2020; Zimovets et al., 2021]). [Tan et al., 2016] рассматривают МГД-осцилляции петель как возможную альтернативу механизму осцилляций LRC контура для предвспышечных КПП. У нас есть четыре довода против этого механизма:

Во-первых, из теории известно, что период основной моды медленных и изгибных осцилляций линейно связан с длиной петли: P = 2l/v, где v – фазовая скорость волны. Рассматриваемые длинные периоды (P ≈ 2–47 мин) обычно характерны для медленной и изгибной мод (например, [Zimovets et al., 2021]). Для условий солнечной короны их фазовые скорости примерно соответствуют скорости звука и альфвеновской скорости, соответственно. Линейная зависимость периода осцилляций и длины петли установлена для медленных и изгибных мод (см. обзоры [Wang et al., 2021; Nakariakov et al., 2021], соответственно, и ссылки в них). В стандартном предположении о полукруглой форме петли ее длина l и расстояние между подножиями d линейно связаны как l = = πd/2. Однако в разделе 3.1 мы установили, что не наблюдается значимой линейной корреляции между периодом предвспышечных КПП и расстоянием d между их источниками и источниками вспышек. Если предположить, что рассматриваемые КПП связаны с МГД-осцилляциями петли, соединяющей разнесенные источники КПП и вспышки, то ожидалась бы значимая корреляция. Более того, среднее значение фазовой скорости для событий типа II получается $\left\langle v \right\rangle $ = 3281 ± ± 2187 км с^–1 (при минимальной и максимальной скоростях v_min = 1105 км с^–1 и v_max = 8153 км с^–1, соответственно), что превышает характерные звуковые и альфвеновские скорости в короне. При этом мало вероятно, чтобы в рассматриваемых событиях волны могли распространяться со сверхзвуковыми и сверх-альфвеновскими скоростями. В этом случае они могли бы становиться ударными волнами и сопровождались бы специфическими квазипериодическими радиовсплесками [Goddard et al., 2016; Pascoe et al., 2017], которые мы не наблюдаем во время предвспышечных КПП;

Во-вторых, в ряде событий видно явное увеличение амплитуды предвспышечных КПП со временем (например, события 26.10.2014 г., 05.05.2015 г., 25.10.2013 г. и 17.02.2013 г.), тогда как обычно наблюдаются затухающие (или “незатухающие”) изгибные и медленные осцилляции корональных петель после импульсного возбуждения [Nakariakov et al., 2021, Wang et al., 2021];

В-третьих, по крайней мере, в части событий II типа мы не нашли корональные петли, соединяющие разнесенные АО источников КПП и вспышки;

Четвертым доводом является тот наблюдательный факт, что источники предвспышечных КПП обычно не располагаются в одном месте и их появление связано с поджигом новых петельных структур (т.е. речь не идет об осцилляциях одной петли).

Итак, приведенные аргументы не в пользу известных механизмов КПП, основанных на МГД- осцилляциях петель. Тем не менее, полностью исключать их из рассмотрения пока преждевременно и нужна более тщательная проверка.

Другое возможное объяснение рассматриваемых КПП может быть связано с механизмом осциллирующего магнитного пересоединения [McLaughlin et al., 2018; Zimovets et al., 2021]. На основе численного МГД-моделирования [Murray et  al., 2009] показали, что при взаимодействии всплывающей из-под фотосферы горизонтальной магнитной трубки с вертикальным магнитным полем над фотосферой может происходить серия квазипериодических эпизодов магнитного пересоединения, в которой вытекающий поток предыдущего эпизода пересоединения является втекающим потоком при новом эпизоде. Поскольку при пересоединении происходит перестройка магнитного поля и нагрев плазмы (а также ускорение частиц), то серия таких эпизодов, вероятно, может проявляться как серия квазипериодических пульсаций с источниками, наблюдаемыми в различных местах (петлях) одной АО ‒ осциллирующее пересоединение каждый раз происходит на разных силовых линиях. Потенциально это подходит для интерпретации событий типа I. Однако в событиях II типа источники излучения располагаются в различных АО. В этом случае можно предположить, что всплытие магнитных потоков в разнесенных областях Солнца может происходить когерентно (квази-синхронно) под фотосферой. Такая гипотеза высказывалась ранее в работах [Fritzova-Svestkova et al., 1976; Golubchina, 2001] для интерпретации симпатических вспышек, коими могут являться, по крайней мере, некоторые из рассматриваемых нами событий типа II. Но эта гипотеза требует дальнейшей проверки.

Стоит отметить, что моделирование [Murray et al., 2009] предсказывает ослабевающее со временем пересоединение и, как следствие, уменьшающуюся амплитуду КПП, тогда как в некоторых событиях наблюдаются предвспышечные КПП с нарастающей амплитудой (см. выше). Более того, после серии предвспышечных КПП происходит более мощное энерговыделение – основная вспышка. Возникает вопрос – почему происходит усиление эпизодов энерговыделения со временем? Здесь надо отметить, что [Murray et al., 2009] выполнили моделирование для очень специфических идеальных условий всплытия горизонтальной трубки в однородном вертикальном магнитном поле, имитирующем корональную дыру. Однако рассматриваемые нами события происходят в реальных АО, в которых магнитное поле имеет намного более сложную неоднородную структуру. К тому же и сами всплывающие магнитные потоки могут обладать пространственно-временны́ми неоднородностями. Для проверки применимости этого механизма требуются дальнейшие исследования как со стороны моделирования, так и со стороны наблюдений.

Мы также пока не исключаем возможности и других механизмов для рассматриваемых предвспышечных КПП. В частности, в работе [Zimovets et al., 2018] на основе сопоставления структуры экстраполированного перед вспышками магнитного поля в короне и положения вспышечных источников жесткого рентгеновского излучения было показано, что отдельные эпизоды энерговыделения (пульсации) могут испускаться из различных мест (петель) вспышечной аркады петель при ее взаимодействии (пересоединении) с вложенным в нее магнитным жгутом. Исходя из этого, можно предположить, что после каждого эпизода пересоединения (сопровождаемого предвспышечной пульсацией) поднимающийся жгут временно переходит в новое квазиравновесное состояние [Priest and Forbes, 2002]. В результате эволюции магнитного поля в АО через некоторое время (примерно равное периоду КПП) магнитный жгут выходит из равновесного состояния и скачком перемещается в новое состояние, что сопровождается эпизодом пересоединения некоторых силовых линий и новой пульсацией излучения. И так далее, до момента основной вспышки, в результате которой сбрасывается свободная магнитная энергия неустойчивой структуры. Она может как полностью эруптировать и стать основой КВМ или затормозиться на какой-то высоте из-за сдерживающих сил натяжения вышерасположенных корональных петель в АО и гравитации. Однако, опять же, для интерпретации событий типа II в рамках этого сценария нужно предполагать квази-синхронность процессов эволюции магнитных полей в различных АО Солнца. Вообще, обсуждение причинных связей между удаленными событиями II типа может в настоящее время носить только феноменологический характер. Эта проблема требует дальнейшего, более глубокого изучения.

4.3. Использование предвспышечных КПП для прогнозирования вспышек

В работе [Tan et al., 2016] также высказана идея, что рассматриваемые предвспышечные длиннопериодные рентгеновские КПП в данных GOES/XRS могут использоваться для количественного предсказания солнечных вспышек. На наш взгляд, это малоперспективно по следующим причинам. Во-первых, такие пульсации идентифицируются только в “изолированных” вспышках, перед которыми нет других вспышек аналогичного класса. Во-вторых, предвспышечные КПП проявляются не более чем перед 46 и 43% “изолированных” мощных вспышек классов Х и М, соответственно. Это означает, что для более чем половины всех мощных вспышек эти КПП не наблюдаются и, соответственно, не могут использоваться для их прогнозирования. Более того, далеко не все предвспышечные пульсации имеют такой “типичный” (по определению [Tan et al., 2016]) квазипериодический вид, который имеют КПП в рассмотренных пяти событиях из Таблицы. Скорее, эти события “атипичные”. Во многих же событиях предвспышечные пульсации далеко не так ярко выражены – их амплитуда меняется произвольно, они перемежаются шумами в данных и вкраплениями отдельных вспышечных событий, выбивающихся из квазипериодической серии. В-третьих, источники КПП и вспышки в ~1/3 событий располагаются в различных АО, по крайней мере часть из которых не связана наблюдаемыми корональными петлями. Поскольку на Солнце одновременно может присутствовать множество АО, не очевидно, в какой из них произойдет вспышка после серии наблюдаемых КПП, даже если известна их родительская АО. В-четвертых, пока не проводился анализ процента серий рентгеновских КПП с аналогичными периодами, после которых не происходит более мощная вспышка (ложные срабатывания). Тем не менее, в качестве дополнительного (не самого основного) признака/предвестника возможного появления вспышки на Солнце эти КПП, вероятно, все же могли бы использоваться после дальнейшего систематического анализа.

Наконец, нам представляется, что использование предвспышечных рентгеновских КПП для прогнозирования КВМ еще менее оправдано, чем для прогнозирования вспышек, поскольку часть событий с такими КПП вообще не сопровождается КВМ (см. табл. 1).