АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 4, с. 353-360
УДК. 523.985
МОДЕЛИРОВАНИЕ ТОКОВОГО СЛОЯ ВО ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ И СОПОСТАВЛЕНИЕ С ДАННЫМИ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
© 2007 г. А. И. Подгорный*, И. М. Подгорный**, Н. С. Мешалкина***
*Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва **Институт астрономии РАН, Москва ***Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск Поступила в редакцию 23.03.2006 г.
В численных трехмерных МГД-расчетах показано, что перед вспышкой 27 мая 2003 г. над активной областью АО 0365 образовался токовый слой (ТС), в магнитном поле которого происходило накопление энергии. Впервые для задания граничных условий использовались непосредственно карты фотосферного магнитного поля в предвспышечном состоянии, а не аппроксимация поля активной области диполями или магнитными зарядами. ТС возник в окрестности особой линии за счет фокусировки возмущений магнитного поля, наблюдаемых перед вспышкой. Вычисленное положение ТС совпало с положением максимума яркостной температуры вспышки, зарегистрированного на радиотелескопе ССРТ (ИСЗФ СО РАН, г. Иркутск), что свидетельствует в пользу того, что вспышка могла произойти в результате диссипации энергии, накопленной в поле токового слоя, возникшего над активной областью.
РАС8: 96.60.qe
ВВЕДЕНИЕ
Солнечная вспышка представляет собой наиболее мощное проявление солнечной активности. Наиболее мощные вспышки характеризуются выбросом корональной массы до 1015 г и генерацией космических лучей - релятивистских протонов с энергией, превышающей 10 ГэВ (Zhang и др., 2001; Балабин и др., 2005; Подгорный, Подгорный, 2006). Однако распределения энергии между вспышкой и корональным выбросом различны для различных взрывных событий, а условия их наблюдения зависят от положения вспышки на диске Солнца. Первичное освобождение энергии вспышки происходит высоко в солнечной короне над активной областью (Masuda и др., 1994; Lin и др., 2003), где единственным резервуаром энергии может служить магнитное поле. Безразмерный параметр в, определяющий отношение плотности тепловой энергии плазмы nkT к плотности энергии магнитного поля B2/8n, там на несколько порядков меньше единицы. Однако энергия потенциального магнитного поля короны не может сама по себе перейти в кинетическую энергию или тепло. Для вспышки необходимо существование в короне токовой системы, при диссипации которой магнитная энергия тока перейдет в тепло. На возможность концентрации энергии в магнитном поле токового слоя (ТС) в короне, созданного путем фокусировки возмущений, приходящих от фотосферы, впервые обратил внимание С.И. Сыроват-ский (1966). Эта идея легла в основу концепции о медленном накоплении энергии в короне перед
вспышкой и ее быстром выделении при распаде ТС после его перехода в неустойчивое состояние. Правильность предположения о такой концентрации энергии была продемонстрирована в предложенной С.И. Сыроватским постановке (Сомов, Сыроватский, 1974; Брушлинский и др., 1980; Подгорный, Сыроватский, 1981).
Численные МГД-эксперименты, моделирующие эволюцию магнитных полей в активной области, показали, что аккумуляция свободной энергии перед вспышкой может осуществляться в магнитном поле ТС (Podgorny, Podgorny, 1992), который образуется в окрестности особой линии магнитного поля над этой областью в результате фокусировки возмущений, идущих от фотосферы.
Простейшая особая линия представляет собой нулевую линию магнитного поля Х-типа. В более общем случае компонента магнитного поля, направленная вдоль линии Х-типа, не равна нулю. В ходе квазистационарной эволюции ТС переходит в неустойчивое состояние, и происходит его распад (Podgorny, 1989), сопровождающийся взрывным выделением накопленной энергии в распадающемся ТС. Электродинамическая модель солнечной вспышки (Podgorny, Podgorny, 1992; Подгорный, Подгорный, 2001), основанная на предположении о накоплении энергии в корональном ТС, объясняет все основные проявления вспышки, включая ленты эмиссии на фотосфере, образование коронального выброса массы и генерацию космических лучей. Следует подчеркнуть, что электродинамическая модель вспышки является не единственной, осно-
ванной на образовании в короне ТС (Lin, 2004; Prist, Forbes, 2000; Kliem и др., 2004). Рассматривается не только эффект медленного образования ТС в окрестности особой линии, но и выброс электродинамическими силами магнитного жгута, приводящий к быстрому вытягиванию линий арочного поля с образованием ТС. Однако только для электродинамической модели вспышки выполнен трехмерный МГД-расчет, позволяющий количественно анализировать запасаемую в магнитном поле ТС энергию и фиксировать положение ТС перед реальной вспышкой.
Одной из главных особенностей электродинамической модели, отличающих ее от других моделей, является генерация пучков электронов, которые ускоряются при падении потенциала вдоль линий магнитного поля и высыпаются в подножьях магнитной арки на поверхность Солнца. Высыпание в подножьях магнитной арки пучков электронов с энергией, значительно превышающей энергию электронов в токовом слое, было показано измерениями, полученными на ИСЗ Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) (Lin и др., 2003). Таким образом, электродинамическая модель вспышки предсказала не только появление первичного высокотемпературного плазменного образования в короне, но и высыпания на поверхность Солнца пучков быстрых электронов. Измерения на ИСЗ Yohkoh, выполненные для вспышек, зарегистрированных на лимбе Солнца, показали, что первичный источник рентгеновского излучения наблюдается над активной областью за пределами солнечного диска (Masuda и др., 1994). А высококачественные изображения и аккуратно измеренные спектры рентгеновского излучения, полученные на ИСЗ RHESSI (Lin и др., 2003), позволили установить, что рентгеновское излучение коронального источника является тепловым и соответствует температуре 3 кэВ и концентрации плазмы около 1012 см-3. Магнитное поле, удерживающее такую плазму, определенное из баланса давлений Б2/8п = = nkT, составляет ~100 Гс, что находится в согласии с результатами моделирования ТС перед вспышкой (Podgorny и др., 2002).
Измерения на ИСЗ RHESSI показали также, что в районе обоих подножий магнитной петли под ко-рональным источником возникают источники рентгеновского излучения, спектр которых соответствует пучкам электронов, ускоренных до энергии ~100 кэВ. Возник соблазн сделать заключение о подтверждении электродинамической модели вспышки. Однако для этого необходимо показать, что ТС действительно образовался, и его положение совпадает с положением коронального рентгеновского источника. В настоящей работе впервые показано, что вспышка происходит в том месте, где МГД-моделирование обнаруживает образование ТС. Возникновение энерговыделе-
ния в короне регистрировалось по высокочастотному (микроволновому) радиоизлучению, обладающему сплошным спектром, и положение максимума яркостной температуры сравнивается с положением ТС.
Использование высокочастотного сплошного спектра обусловлено следующими обстоятельствами. Во время элементарной вспышки одновременно с импульсом жесткого рентгеновского излучения длительностью порядка минуты регистрируется импульс такой же длительности континуума при частотах выше 1.5 ГГц с максимумом около 10 ГГц (Benz и др., 2005). Эти значения частоты соответствуют плазменным частотам fp = (4nne2/me)1/2 для диапазона концентраций в источнике от 2.8 х 1010 см-3 до 1.2 х 1012 см-3 соответственно. На генерацию высокочастотного континуума в том же месте в короне, что и генерация рентгеновского коронального источника, имеется указание в работе (Grechnev, Nakajima, 2002). Таким образом, для полного согласования наблюдательных данных с предсказаниями электродинамической модели необходимо убедиться, что излучение высокочастотного континуума происходит из токового слоя. Доказательство совпадения рассчитанного положения токового слоя и источника радиоизлучения на частоте 5.7 ГГц было получено сравнением с результатами измерения на иркутском радиотелескопе ССРТ.
Современные методы наблюдения не позволяют зарегистрировать конфигурацию магнитного поля в короне. Возникновение коронального ТС и накопление энергии в его магнитном поле было продемонстрировано в численном МГД-моделиро-вании, где в качестве фотосферных граничных условий использовались результаты измерений эволюционирующего фотосферного магнитного поля перед вспышкой (Podgorny и др., 2002; Podgorny, Podgorny, 1998).
Во всех выполненных ранее МГД-расчетах и теоретических оценках магнитное поле активной области аппроксимировалось полями диполей или магнитных зарядов для задания начальных и граничных условий. Такая аппроксимация позволила исследовать физические процессы накопления энергии в ТС и высказать соображения о возможности его перехода в неустойчивое состояние с последующей взрывной диссипацией. Однако все используемые методы аппроксимации полей слишком грубы и не позволяют точно описать сложное поле над реальной активной областью. Кроме того, в ранее опубликованных работах возмущения на фотосферной границе задавались искусственно, а не использовались реально наблюдаемые изменения поля в предвспышечном состоянии. Исключением являются только работы (Podgorny и др., 2002; Podgorny, Podgorny, 1998), где возмущения перед вспышкой аппроксимировались изменением полей
диполей. В настоящей работе впервые выполнено моделирование образования ТС над реальной активной областью АО 0365 с использованием карт компоненты магнитного поля вдоль луча зрения, полученных перед вспышкой 27 мая 2003 г. Непосредственное задание граничных условий с помощью карт магнитного поля обеспечивало возможность наиболее полно использовать имеющиеся наблюдательные данные в предвспышечном состоянии.
Следует специально подчеркнуть, что численный МГД-эксперимент показал образование ТС в окрестности особой линии магнитного поля за счет возмущений, приходящих от фотосферы. Образование этого ТС не связано с появлением и выбросом магнитного жгута (rope), как это предполагалось в ряде теоретических работ и при постановке некот
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.