Моделирование коронального источника жесткого рентгеновского излучения в турбулентной плазме солнечных вспышек

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 10$^{10}$ cm$^{-3}$, учет дополнительного рассеяния на ионно-звуковой моде с отношением плотности энергии турбулентности к тепловой энергии плазмы $\sim$ 5$\cdot$10$^{-5}$–10$^{-3}$ и магнитных флуктуациях с уровнем 5$\cdot$10$^{-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 $>$ 10$^{10}$ 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%.