ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2012, том 52, № 2, с. 176-189
УДК 523.945
МАГНИТОГИДРОДИНАМИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ. 2. МОДЕЛЬ ВСПЫШКИ И МОДЕЛИРОВАНИЕ С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ МАГНИТНЫХ КАРТ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ
© 2012 г. А. И. Подгорный1, И. М. Подгорный2
Учреждение РАН Физический институт им. П.Н. Лебедева, г. Москва, 2Учреждение РАН Институт Астрономии, г. Москва e-mail: podgorny@inasan.ru Поступила в редакцию 06.07.2010 г. После доработки 11.06.2011 г.
Использование результатов численного трехмерного МГД моделирования и данных, полученных на специализированных космических аппаратах, позволило построить электродинамическую модель солнечной вспышки. Вспышка происходит в результате взрывного магнитного пересоединения в токовом слое над активной областью, а ускоренные в продольных токах электроны вызывают жесткое рентгеновское излучение на поверхности Солнца. В представленном обзоре рассмотрены работы, в которых для моделирования образования токового слоя граничные и начальные условия на фотосфере задавались непосредственно из магнитных карт, снятых на аппарате SOHO MDI в предвспышечном состоянии. Численное решение полной системы МГД уравнений, выполненное с помощью программы ПЕРЕСВЕТ нового поколения показало образование нескольких токовых слоев перед серией вспышек. Сравнение результатов наблюдения спектров релятивистских протонов и моделирования их ускорения вдоль особой линии магнитного поля позволило оценить скорость магнитного пересоединения во вспышке ~107 см/с. Крупные вспышки (класса X) возникают после возрастания магнитного потока активной области до 1022 Мкс.
ВВЕДЕНИЕ
Солнечная вспышка характеризуется нагреванием плазмы до температуры ~3 кэВ и ускорением электронов до энергии ~100 кэВ, когда наиболее представительным для диагностики плазмы является рентгеновский диапазон спектра. Долгое время измерения проводились только аппаратурой, расположенной на поверхности Земли, которая не позволяет регистрировать излучение в рентгеновской области спектра из-за сильного поглощения рентгеновских лучей в атмосфере. Измерения в видимом свете давали информацию о процессах на поверхности Солнца. Поэтому существовал соблазн считать вспышку сугубо хро-мосферным явлением. Однако ряд исследователей [Dangey, 1958; Сыроватский, 1966] выдвигали гипотезы о выделении энергии вспышки в короне. Дело в том, что в короне плотность магнитной энергии значительно превышает плотность энергии плазмы, запас магнитной энергии может при определенных условиях перейти в тепло и кинетическую энергию. Однако в момент вспышки при выделении энергии со скоростью более 1030 эрг/c распределение поля на фотосфере практчески не меняется. Это значит, что энергия потенциального магнитного поля, т.е. энергия поля фотосферных источников, не реализуется при вспышке. Источником энергии вспышечного процесса может
быть только магнитная энергия токов в короне над активной областью. Токовая система в короне должна обладать способностью аккумулировать энергию за счет медленного изменения поля фотосферных источников, а затем перейти в неустойчивое состояние и выделить энергию взрывным образом, вызвав вспышку. Такой токовой системой может быть токовый слой, диссипация энергии которого происходит из-за магнитного пересоединения.
В серии работ, изложенных в обзоре [Подгорный и Подгорный, 2012], показано образование устойчиво существующего токового слоя, в магнитном поле которого аккумулируется энергия. Численно решалась полная система трехмерных магнитогидродинамических (МГД) уравнений. Было показано образование токового слоя над активной областью за два-три дня перед вспышкой. Важной особенностью вспышечного токового слоя является нормальная компонента магнитного поля, в отличие от часто теоретически рассматриваемого нейтрального токового слоя. В результате эволюции токовый слой может перейти в неустойчивое состояние и происходит вспышка.
Типичными проявлениями солнечной вспышки являются: (1) тепловое рентгеновское излучение из короны, (2) жесткое тормозное рентгеновское
Тепловое рентгеновское излучение T~3 кэВ
Пучковое рентгеновское излучение hv = 30—100 кэВ
Слабое излучение тонкой мишени
Излучение толстой мишени
Альвеновские волны V
Петля
^ AN
X-ray Ha
Рис. 1. Схема расположения источников жесткого рентгеновского излучения вспышки относительно магнитной петли по данным работы [Lin, 2003] (а). Электродинамическая модель вспышки (б). Тонкими линиями и стрелками показаны линии магнитного поля. Жирными линиями и стрелками показаны продольные токи.
излучение из хромосферы Солнца, (3) радиоизлучение горячей плазмы, (4) эжекция корональной массы в межпланетное пространство и (5) солнечные космические лучи. Каждая элементарная вспышка сугубо индивидуальна. Не все вспы-шечные явления всегда проявляются одинаково. Некоторые из вспышечных эффектов в отдельных вспышках не наблюдаются. Отсутствие точно повторяющегося сценария развития вспышки делает необходимым моделировать конкретное вспышечное явление, используя результаты наблюдения в предвспышечном состоянии для конкретной вспышки. Модель вспышки должна объяснять возможность возникновения основных наблюдаемых эффектов и находиться в согласии с результатами численного моделирования.
В численных МГД расчетах конкретных вспышек для задания начальных и граничных условий долгое время использовалась аппроксимация поля активной области точечными источниками поля. Использование для аппроксимации магнитных диполей позволило продемонстрировать появление токового слоя в короне над активной областью при всплывании нового магнитного потока, поле которого направлено противоположно уже существующему полю над активной областью. В магнитном поле токового слоя происходит медленное (2—3 суток) накопление энергии равное энергии вспышки. Было продемонстрировано ускорение плазмы вдоль слоя электродинамическими силами, приводящее к выбросу ко-
рональной плазмы. Все эти результаты получены без использования каких-либо предположений о механизме вспышки. Однако для точного количественного моделирования наблюдаемых явлений аппроксимация фотосферными точечными источниками явно не достаточна. Распределение поля в отдельных пятнах очень сложно, и рассеянный между отдельными пятнами магнитный поток может существенно повлиять на конфигурацию поля в короне над активной областью. Разработанное новое поколение программы ПЕРЕСВЕТ [Подгорный и Подгорный, 2012], позволяет использовать для постановки начальных и граничных условий карты измеренного на фотосфере магнитного поля. В настоящей работе представлена электродинамическая модель вспышки, построенная на основании данных трехмерного МГД моделирования и результатов наблюдений вспышек, излагаются результаты исследований появления серии вспышек над данной активной областью, рассматривается механизм генерации солнечных космических лучей, и анализируется связь магнитного потока активной области с появлением больших вспышек.
2. МОДЕЛЬ ВСПЫШКИ
Электродинамическая модель солнечной вспышки [Podgomy and Podgomy, 1992; Подгорный и Подгорный, 2001; 2006], изображенная на рис. 1, построена на основании трехмерного численного МГД моделирования и сравнения резуль-
татов моделирования с наблюдениями. Модель объясняет все основные наблюдательные данные. Главным элементом модели является токовый слой. Слой разделяет линии магнитного поля противоположного направления. Плазма втекает в слой с обеих его сторон вместе с вмороженными линиями магнитного поля. Эти линии могут сливаться в окрестности особой Х-линии, образуя новый топологический класс линий в слое. Такой процесс получил название пересоединения. Пересоединение вызывает диссипацию магнитной энергии, запасенной в поле токового слоя, и ее переход в энергию плазмы. Нагревание плазмы за счет быстрого магнитного пересоединения при распаде токового слоя обеспечивает высокую температуру над магнитными петлями, а, следовательно, возникновение там теплового рентгеновского излучения в короне, впервые зарегистрированного на аппаратах Yohkoh и RHESSI [Hiei, 1996; Lin, 2003; Masuda, 1994] (рис. 1а). После пересоединения линий магнитного поля втекающая в токовый слой плазма ускоряется вдоль токового слоя вверх и вниз (рис. 1б). Магнитные поля токовых систем, не содержащих особых Х-линий, не могут быстро диссипировать, даже при искусственном разрыве тока, т. к. вмороженное в плазму короны магнитное поле не может при этом быстро исчезнуть [Подгорный и др., 2010].
В отличие от нейтрального токового слоя Хар-риса, этот токовый слой содержит нормальную компоненту магнитного поля. Сила j х B/c ускоряет плазму, и поток плазмы вверх приводит к эжекции солнечного вещества в межпланетное пространство — возникает корональный выброс. Вопрос о связи вспышки и коронального выброса долгое время широко дискутировался. Существование такой связи, предсказанной электродинамической моделью, было окончательно установлено в работах Драера [Dryer, 1996]. Плазма, эжектированная вниз, растекается вдоль линий магнитного поля, образуя под токовым слоем петли с повышенной концентрацией плазмы. Накопление новых линий магнитного поля создает впечатление расширяющейся петли (Svestka et al., 1997). Захваченные магнитным полем частицы приобретают в петле дополнительную энергию вследствие сохранения адиабатического инварианта (Somov and Kosugi, 1998). Горячие светящиеся петли появляются во время вспышки. Следует подчеркнуть, что в светящейся петле плазма вытесняет магнитное поле, и поперек поля устанавливается баланс давлений, т. е. светящаяся петля является диамагнитным образованием.
Важной особенностью корональных токовых слоев является проявление эффекта Холла. Генерация в слое электрического поля Холла Eh, на-
правленного вдоль слоя, и тока Холлаописывается законом Ома для двухкомпонентной плазмы:
Е = 1 - ^ХБ + ¿хБ У(пТс) (1)
а с пес еп Для длинного токового слоя последний член в уравнении (1) мал, и им можно пренебречь, и компонента уравнения (1) вдоль слоя имеет вид Еп = + зВп/пес. Здесь — плотность тока в слое.
Имеется ряд данных, свидетельствующих о том, что, благодаря в
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.