ВВЕДЕНИЕ
Солнце обладает обширным по своим характеристикам диапазоном активных явлений. Наиболее мощными являются солнечные вспышки, которые часто сопровождаются корональными выбросами массы (КВМ). Эти процессы в основном и определяют состояние космической погоды. По целому ряду параметров вспышки разделяются на два класса. Относительно компактные и кратковременные вспышки относятся к импульсным событиям, а занимающие больший объем солнечной атмосферы продолжительные явления — к длительным вспышкам. Импульсные вспышки приводят к сильному возрастанию отношения изотопов 3He/4He (относительно корональных значений усиление в 103 раз), а также к высокому отношению Fe/O~1.3 и большим зарядовым состояниям ионов (например, Q(Fe)>16), что свидетельствует о высокой температуре в области их источников.
Основным процессом ускорения солнечных энергичных частиц непосредственно в области вспышек является прямое ускорение электрическим полем при диссипации магнитных полей в токовых слоях активной области в зоне магнитного пересоединения с последующим стохастическим ускорением вследствие развития различных плазменных неустойчивостей [Алтынцев и др., 1982; Прист, Форбс, 2005; Somov, 2013].
Длительные вспышки возникают в большом объеме солнечной короны вследствие динамической перестройки структуры магнитных полей и в течение нескольких часов демонстрируют повышенное излучение в наиболее энергичных диапазонах спектра. Дополнительным источником ускорения частиц, связанным с развитием высокоскоростных КВМ, может быть появление ударных волн в верхних слоях короны и в межпланетной среде. Потоки вспышечных ускоренных частиц в длительных событиях обеднены электронами и обогащены энергичными протонами. В таких явлениях наблюдается понижение отношения Fe/O~0.1 по сравнению с импульсными событиями и меньшие зарядовые состояния ионов Q(Fe)~14, соответствующие корональным температурам (2÷3)106 K [Li, Zank, 2005].
Приведенные характерные значения некоторых параметров позволяют установить принадлежность вспышек к тому или иному классу [Reames, 1995], хотя в настоящее время считается, что представление о делении вспышек и потоков частиц от них на два класса является несколько упрощенным [Klecker, 2013], поскольку в некоторых явлениях разных классов наблюдается ряд общих признаков.
Для солнечных вспышек представленных классов проведено исследование состава ускоренных частиц плазмы с помощью анализа энергетических спектров ионов Fe и O в широком интервале энергий и полученных с их помощью значений Fe/O.
Отношение Fe/O является хорошим индикатором физического состояния изучаемой среды и мерой проявления FIP-эффекта, суть которого состоит в следующем. Состав элементов в фотосфере, достаточно надежно определяемый спектроскопическими методами, является вполне однородным по всей видимой солнечной поверхности, однако обилие примесных элементов в структурных образованиях короны Солнца и в СВ оказывается в разной степени зависящим от величины FIP по отношению к их концентрациям в фотосфере. Установлено, что фракционирование примесных элементов по признаку FIP осуществляется в верхней области хромосферы Солнца. Элементы с низким FIP (<10 эВ — Fe, Mg, Si, K и др.) легко ионизуются и выносятся под действием пондеромоторной силы альвеновских волн в верхнюю атмосферу Солнца [Laming, 2004], где эти ионы способны накапливаться преимущественно в центральных частях замкнутых магнитных структур активных областей. Альфеновские волны генерируются в подножиях этих структур под влиянием случайных движений плазмы в фотосферных слоях. Элементы с высоким FIP (>10 эВ — C, N, O и др.) остаются нейтральными и их содержание не изменяется. Обилие ионов Fe как элемента с низким FIP (<10 эВ) в верхней атмосфере Солнца повышено в несколько раз, в то время как содержание О остается близким фотосферному, поскольку его FIP превышает 10 эВ [Томозов, 2012; 2013]. Ранее в работах [Reames et al., 1994; Reames, Ng, 2004; Tylka et al., 2005; Wang et al., 2006; Kahler et al., 2012] приводились результаты определений значений Fe/O в потоках ускоренных частиц от различных солнечных вспышек. Измерения отношения Fe/O выполнялись лишь в одном или двух интервалах энергий ионов, что оказывается недостаточным для выявления зависимости Fe/O от энергии. Вследствие этого представляется важным получение количественных оценок отношения Fe/O в целом ряде интервалов энергий для различных событий, что позволит выявить новые свойства потоков частиц.
Для построения спектров энергий ионов нами были использованы данные наблюдений Солнца на космических аппаратах (КА) ACE/(ULEIS, EPAM, SIS, CRIS), WIND/EPACT/LEMT. Общий диапазон энергий частиц составил 0.04–287.23 МэВ/н. Было выбрано семь отдельных диапазонов энергий со средними значениями 0.06, 0.23, 1.81, 5.30, 13.00, 30.90 и 75.69 МэВ/н. Энергетические спектры ионов O и Fe в потоках частиц с временным разрешением 1 ч были получены с помощью опции «Multi-source spectral plots of energetic particle fluxes» на сайте OMNI Web Plus Browser [https://omniweb.gsfc.nasa.gov/ftpbrowser/flux_spectr_m.html]. Энергия ионов выражена в МэВ/н, потоков — в 1/(с·см2·стер·МэВ/н). С использованием значений потоков ионов Fe и O было рассчитано их относительное содержание в потоках частиц в семи интервалах энергий.
Целью настоящей работы является исследование характеристик активных процессов на Солнце, включая вспышки и КВМ, а также особенностей состава солнечной плазмы при отсутствии активных областей по динамике отношения Fe/O с использованием данных наблюдений КА вблизи орбиты Земли.
