ИСТИНА

Предложенный нами ранее метод исследования солнечных вспышек посредством анализа генерированного ими γ-излучения в нейтронной линии 2.223 МэВ, был применен к исследо-ванию гамма-излучения от мощной солнечной вспышки 20.01.2005 (КОРОНАС-Ф/АВС-Ф/СОНГ-Д). Выявлена эволюция ряда параметров вспышки за время гамма-излучения: (а) спектр ускоренных во вспышке частиц изменяется от более мягкого в период роста и макси-мума потока гамма-излучения в линии 2.223 МэВ к более жёсткому в период спада; (б)найден характер динамики уплотнения подвспышечной области; (в) обнаружены не толь-ко повышенное отношение концентраций изотопа 3Не к водороду n(3He)/n(1H) в области ге-нерации гамма-линии 2.223 МэВ (1.4×10-4, в отличие от обычного (2 ÷ 4)×10-5), но и эволю-ция величины этого отношения от 2×10-5 в период начальной фазы, роста его до 1.4×10-4 в период максимума и до 2.0×10-4 на спаде. Известно, что область, в которой происходит из-лучение в линии 2.223 МэВ, располагается в нижней хромосфере, где концентрация веще-ства составляет от ~5×10^15 см-3 и более, а также и глубже, в фотосфере при плотностях ≥1.5×10^16. Далее основное внимание мы уделяем изучению потоков 3He в процессе вспыш-ки, исходя из предположения о возможном преимущественном ускорении ионов гелия-3 в области ускорения частиц (корона или верхняя хромосфера). Для доказательства этого пред-положения выполнены расчёты кулоновских потерь энергии ускоренными ионами 3Не при прохождении их от области ускорения до областей потери частицами энергии вплоть до тепловой, поскольку именно при тепловых энергиях сечения реакции безрадиационного захвата нейтронов гелием-3, как реакции, конкурирующей с радиационным захватом нейтронов водородом, становятся достаточными для заметного деформирования временных профилей потоков гамма-квантов в линии 2.223 МэВ (что и наблюдается по данным прибора СОНГ). Расчёты показали, что ионы 3Не с начальными энергиями 5 МэВ и 10 МэВ теряют энергию до тепловой над фотосферой, в области ~5×1015 см-3, а 30- и 50-МэВ-ные ионы гелия-3 – во внутрифотосферных слоях. То есть, ионы 3He, действительно, достигают при тепловых энергиях тех уровней в атмосфере Солнца, от которых могут уже наблюдаться заметные изменения временного профиля излучения в рассматриваемой гамма-линии. Для подтверждения вывода об области ускорения, как первоначальном источнике ионов 3Не, рассчитаны также скорости нарастания потоков 3Не со временем в первой и второй половинах всего периода вспышки. Соответственно, средние скорости возрастания потоков составляют 0.046 отсчётов/с2 и 0.018 отсчётов/с2. Резкое возрастание потока в первой временной части вспышки и не столь резкое в последующей свидетельствует о характере проникновения ионов в область формирования линии и, возможно, об импульсном ускорении ионов, в частности, гелия-3, в процессе этой вспышки. Рассмотрены и другие данные, подтверждающие преимущественное ускорение ионов 3Не в рассматриваемом событии, в частности, это регистрация широкой слабой линии с нижней границей 20.58 МэВ, а также данные по прямым измерениям содержания He-3 в солнечном ветре и в составе энергичных солнечных частиц при помощи KA ACE, SAMPEX и GOES-11. Итак, в настоящей работе показано, что ионы гелия-3, первоначально ускоренные в процессе того или иного, возможного в случае преимущественного ускорения 3Не механизма ускорения на турбулентности, затем распространяются и накапливаются в области фотосферы и нижней хромосферы. В перспективе, уточнение критериев возможных плазменных резонансных процессов ускорения во вспышках, обогащённых изотопом 3Не, может способствовать выбору механизма ускорения в конкретной вспышке.