научная статья по теме ДИНАМИКА МАГНИТНОГО ПОЛЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ В ПРЕДВСПЫШЕЧНОМ СОСТОЯНИИ И ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК Астрономия

Текст научной статьи на тему «ДИНАМИКА МАГНИТНОГО ПОЛЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ В ПРЕДВСПЫШЕЧНОМ СОСТОЯНИИ И ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК»

УДК 52,3.985.,3-,3,37

ДИНАМИКА МАГНИТНОГО ПОЛЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ В ПРЕДВСПЫШЕЧНОМ СОСТОЯНИИ И ВО ВРЕМЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

(© 2015 г. А. И. Подгорный1, И. М. Подгорный2*, Н. С. Мешалкина3

1Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, Россия

2Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия

3Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 31.10.2014 г.; принята в печать 13.03.2015 г.

Проведен анализ вспышечной активности активных областей Солнца ЫОЛЛ 10656, 11429, 10930. Показано сохранение во время вспышки не только магнитного потока с точностью до 2%, но и распределения магнитного поля в активной области. Анализ подтвердил ранее опубликованные авторами выводы о возникновении больших (класса X) солнечных вспышек при магнитных потоках активных областей больших 1022 Мкс. Для возникновения большой вспышки недостаточно только большого магнитного потока активной области. Показано, что распределение поля активной области перед вспышкой должно иметь сложную структуру типа (¡78. Такие активные области могут создавать в короне особые линии магнитного поля, в окрестности которых формируются токовые слои. Над простыми, дипольного типа ативными областями магнитные линии имеют арочную форму, особые линии отсутствуют, и токовые слои образоваться не могут. Дипольного типа активные области не производят вспышек. Дисбаланс магнитного потока активной области и скорость нарастания магнитного потока не являются признаками появления вспышки.

DOI: 10.7868/Б000462991508006Х

1. ВВЕДЕНИЕ

Солнечные вспышки — процессы взрывного выделения энергии в короне Солнца — возникают на фоне устойчивой работы термоядерного реактора Солнца и сохранения неизменной солнечной постоянной. Неожиданно за несколько десятков минут над активной областью выделяется энергия 1032—1033 эрг, что соответствует взрыву миллионов водородных бомб. Существование таких гигантских взрывов долгое время оставалось вне внимания исследователей, так как полная мощность излучения Солнца (3.83 х 1026 Вт = 3.83 х х 1033 эрг/c) в момент вспышки возрастает лишь на доли процента. Энергия вспышки выделяется в виде электромагнитного излучения в широком интервале частот, включая жесткое рентгеновское излучение, а также возникают потоки протонов релятивистских энергий и сверхзвуковые выбросы коронального вещества. Генерируемая корональ-ными выбросами ударная волна вызывает возмущения магнитного поля Земли и полярные сияния.

E-mail: podgorny@inasan.ru

В ряде публикаций рассматриваются различные механизмы развития вспышки, основанные на диссипации магнитной энергии в короне или хромосфере. В [1] предполагается выброс магнитного жгута (rope) из активной области, в [2] анализируется возможность инжекции в корону скрученных линий магнитного поля (helicity), а в [3] вспышка объясняется резким изменением тока в магнитной арке над активной областью. Многолетние наблюдения показывали, что солнечные вспышки появляются в районе активных областей, однако только рентгеновские измерения на аппаратах Yohkoh и RHESSI [4, 5] позволили установить, что первичное выделение энергии вспышки происходит не на поверхности Солнца, а в короне над активными областями на высоте ^20 000 км.

Возможность аккумуляции энергии для вспышки в магнитном поле токового слоя в солнечной короне рассматривалась в работах Сыроватско-го [6] и была подтверждена в численных МГД-расчетах [7, 8]. В обзорах [9, 10], описаны трехмерные численные МГД-эксперименты, в которых условия на фотосферной границе задавались из измерений распределения магнитного поля ак-

тивной области в предвспышечном состоянии, и никаких предположений о механизме вспышки не вводилось. Трехмерные расчеты [11 — 13] показали, что в короне перед вспышкой образуется токовый слой, в магнитном поле которого может запасаться энергия для вспышки. Токовый слой образуется в короне в окрестности особой линии магнитного поля Х-типа. Такая особая линия над активной областью может возникнуть только при сложной конфигурации источников поля на фотосфере. Результаты этих численных экспериментов создают впечатление, что одним из главных условий вспышки является сложная структура поля активной области. В работе [14] отмечалось, что поведение активной области перед вспышкой напоминает развитие фрактальности.

Одним из главных результатов численного МГД-моделирования является демонстрация образования токового слоя перед вспышкой и аккумуляции энергии в магнитном поле токового слоя, достаточной для вспышки и наблюдаемого выброса корональной массы [13]. Эта энергия выделяется при переходе токового слоя в неустойчивое состояние и его распаде [15]. При численном решении полной системы трехмерных МГД-уравнений с диссипативными членами начальные и граничные условия на фотосфере задавались из карт магнитного поля, полученных на аппаратах БОИО или SDO для конкретных вспышек [11]. Было показано образование коронального токового слоя за счет МГД-возмущений, распространяющихся в предвспышечном состоянии от фотосферы в проводящей плазме солнечной короны. Токи, генерируемые этими возмущениями, концентрируются в окрестности особых линий магнитного поля Х-типа над активными областями, создавая запас свободной магнитной энергии в короне. Численный МГД-эксперимент показал, что быстрая диссипация магнитной энергии в результате перехода токового слоя в неустойчивое состояние и его распада должна вызвать комплекс явлений, наблюдаемый при вспышке, включая выброс корональной массы и генерацию потока релятивистских протонов [16].

Диссипация токов в короне во время вспышки не должна существенно влиять на магнитный поток в активной области, так как вспышка возникает высоко в короне над активной областью и не может вызвать сильных возмущений магнитного поля, вмороженного в плотное вещество фотосферы. Следовательно, вспышка не должна оказывать сколько-нибудь значительного влияния на эволюцию магнитного поля активной области. Учитывая малую длительность вспышки (10—30 мин) по сравнению с длительностью эволюции магнитного поля перед вспышкой (3—5 сут), вероятность появления случайных возмущений активной области во время вспышки мала. Возмущения поля активной

области во время вспышки могут носить только случайный характер, как это иногда имеет место при эволюции области перед вспышкой и после нее.

Попытки обнаружить в активной области возмущения магнитного поля, коррелирующие с возникновением вспышек, предпринимались неоднократно, однако однозначных данных получить не удалось [17—22]. В работах [19, 20] сообщалось о небольших возрастаниях магнитного потока активной области (ДФ ~ 1020 Мкс) вблизи линии инверсии во время больших вспышек. Однако форма изменений поля не воспроизводится в других вспышках, и аналогичные возмущения наблюдаются и при отсутствии вспышек.

В ряде работ рассматривалась возможность связи вспышек с генерацией бессиловых магнитных полей. Появление скрученных линий бессилового магнитного поля (ЬеНсИу) над активной областью исследовалось в работе [23]. Однако корреляция между появлением инжекции скрученности и моментом появления вспышки обнаружена не была. Во время вспышки не было зарегистрировано сколько-нибудь значительных изменений магнитного поля активной области, которыми можно было бы объяснить поступление энергии вспышки от фотосферы. Отсутствие корреляции фотосфер-ных возмущений с появлением вспышек исключает возможность всех хромосферных механизмов развития вспышек. Детальное исследование этого феномена представлено в настоящей работе.

О возрастании магнитного потока активной области перед вспышкой обращалось внимание в работе [24]. Анализ динамики ряда активных областей перед вспышками класса Х, выполненный в работах [25—30], показал, что больши!е вспышки происходят над активными областями с магнитным потоком, превышающим 1022 Мкс. Для определения магнитного потока вычислялось распределение нормальной к фотосфере составляющей магнитного поля с использованием измерений компоненты поля вдоль луча зрения на аппаратах SOHO и SDO [31, 32]. Использование непосредственно измеряемой компоненты фотосферного поля для вычисления потока неприемлемо, так как величина этой компоненты зависит от положения активной области на диске. Нормальная составляющая фо-тосферного поля вычислялась в потенциальном приближении [11]. Одним из аргументов, указывающих на справедливость такого подхода, является постоянство измеренного на аппаратах SOHO и SDO распределения фотосферного поля во время вспышки, показывающее отсутствие значительных токов в активных областях, ответственных за возникновение вспышки [23—28]. Это значит, что токи, диссипирующие во время вспышки, замыкаются

высоко в короне, а следовательно, не могут исказить потенциальное поле вблизи поверхности Солнца.

В настоящей работе приведены данные, показывающие, что большие (класса X) вспышки возникают при магнитных потоках, превышающих 1022 Мкс, если данная активная область обладает сложным распределением типа . При этом в означает существование четкой линии инверсии, 7 означает сложную форму линии (или линий) инверсии и 5 — внедрение источников поля одной полярности в часть активной области, занимаемую полем другой полярности. Особые линии магнитного поля могут появиться в короне только при сложном распределении поля активных областей, в окрестности которых могут формироваться токовые слои. Согласно электродинамической модели [9, 10], в магнитном поле токового слоя происходит накопление магнитной энергии для вспышки.

Если электродинамическая модель вспышки верна, и при вспышке реализуется энергия, накопленная в магнитном поле токового слоя, то простая активная область, состоящая из двух солнечных пятен (ведущего и ведомого), не должна вызывать вспышку. Магнитное поле над такой областью не содержит особых линий, в окрестности которых может образоваться токовый слой.

Необходимо подчеркнуть, что токовый слой до настоящего времени является единственным известным объектом в космосе, который способен аккумулировать магнитную энер

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»