Рассмотрена кинетика электронных пучков, ускоренных в столкновительной плазме солнечных (звездных) вспышек с учетом стационарной ионно-звуковой моды, локализованной в вершине магнитной петли, и магнитных флуктуаций. Астрофизический аспект процесса распространения связан с интерпретацией жесткого рентгеновского излучения в плазме вспышечных петель. Показано, что при плотности плазмы в корональной части вспышечных петель Солнца, не превышающей 10¹⁰ cm^-3, учет дополнительного рассеяния на ионно-звуковой моде с отношением плотности энергии турбулентности к тепловой энергии плазмы ~5·10^-5-10^-3 и магнитных флуктуациях с уровнем 5·10^-2 не приводит к появлению яркого источника жесткого рентгеновского излучения в корональной части петли в модели изотропного распределения ускоренных электронов. В анизотропном случае при жестком спектре электронов корональный источник, при наличии ионно-звуковой турбулентности, может существовать непродолжительное время после начала генерации турбулентности. И только в случае мягкого спектра ускоренных электронов (показатель степенного спектра >5) и относительно высокой концентрации плазмы в вершине магнитной петли >10¹⁰ cm^-3 происходит генерация яркого коронального источника на энергиях 25-50 keV вне зависимости от питч-углового распределения ускоренных электронов в источнике. Показано значительное влияние турбулентности на распределение линейной степени поляризации жесткого рентгеновского излучения вдоль петли, приводящее к уменьшению экстремальных значений в корональной части на 5-35%. Интегральные значения поляризации не превышают 10%. Ключевые слова: турбулентность, кинетика электронных пучков, жесткое рентгеновское излучение, магнитная петля.

Подсчитывается количество просмотров абстрактов ("html" на диаграммах) и полных версий статей ("pdf"). Просмотры с одинаковых IP-адресов засчитываются, если происходят с интервалом не менее 2-х часов.

Дата начала обработки статистических данных - 27 января 2016 г.