научная статья по теме О ВОЗНИКНОВЕНИИ И ДВИЖЕНИИ БЫСТРЫХ ИМПУЛЬСНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ, СВЯЗАННЫХ С МОЩНЫМИ ВСПЫШКАМИ И НЕ СВЯЗАННЫХ С ЭРУПТИВНЫМИ ВОЛОКНАМИ Космические исследования

Текст научной статьи на тему «О ВОЗНИКНОВЕНИИ И ДВИЖЕНИИ БЫСТРЫХ ИМПУЛЬСНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ, СВЯЗАННЫХ С МОЩНЫМИ ВСПЫШКАМИ И НЕ СВЯЗАННЫХ С ЭРУПТИВНЫМИ ВОЛОКНАМИ»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2015, том 53, № 1, с. 35-50

УДК 523-98

О ВОЗНИКНОВЕНИИ И ДВИЖЕНИИ БЫСТРЫХ ИМПУЛЬСНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ, СВЯЗАННЫХ С МОЩНЫМИ ВСПЫШКАМИ И НЕ СВЯЗАННЫХ С ЭРУПТИВНЫМИ ВОЛОКНАМИ

© 2015 г. В. Г. Файнштейн1, Ю. С. Загайнова2

1Институт солнечно-земной СО РАН, г. Иркутск vfain@iszf.irk.ru

2Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, г. Москва

yuliazagainova@mail.ru Поступила в редакцию 21.03.2014 г.

По данным С0Е^*-12/8Х1, 80И0/Е\Т и £00/А1А исследовано формирование и начальная стадия движения нескольких быстрых, импульсных корональных выбросов массы типа "гало" (ГКВМ), связанных со вспышками рентгеновских классов Ми Х, но не связанных с эрупцией солнечных волокон. По особенностям формирования рассмотренные ГКВМ можно разделить на три группы: /') ГКВМ возникают вследствие нарушения равновесия одиночных эмиссионных петлеобразных структур, наблюдаемых в канале 195 А инструмента Е1Т за несколько часов до первой регистрации выброса массы в поле зрения рентгеновского телескопа 8X1. После эрупции эти петли становятся структурными элементами ГКВМ; и) ГКВМ может формироваться в результате нарушения равновесия нескольких петель в процессе объединения этих петель в одну структуру; ш) формирование ГКВМ начинается с движения вверх группы корональных петель, наблюдаемых по данным А1А сначала в "горячем" канале 131 А, спустя несколько минут — в более "холодном" канале 211 А, позже — в канале 193 А и, наконец, в канале 171 А. Воздействие движущихся петлеобразных структур на вышележащие области короны приводит к формированию и движению фронтальной структуры ГКВМ повышенной яркости. При этом сами эруптивные петли не становятся структурными элементами ГКВМ. Все исследованные ГКВМ начали свое поступательное движение до возникновения связанных вспышек. По результатам изучения кинематики рассмотренных ГКВМ сделан вывод о существовании двух типов корональных выбросов массы, различающихся временным профилем скорости, который определяется площадью и магнитной конфигурацией активной области, в которой был сформирован выброс массы. Показано, что ГКВМ, возникшие в разное время в одной и той же активной области, имеют один и тот же тип профиля скорости.

БОТ: 10.7868/80023420615010057

1. ВВЕДЕНИЕ

Вопрос о том, как возникают корональные выбросы массы (КВМ) — один из ключевых в солнечной физике. К сожалению, исчерпывающего ответа на этот вопрос до сих пор получить не удалось. В настоящее время предложено несколько теоретических моделей инициации КВМ [1, 2], которые опираются на ограниченный набор экспериментальных сведений о процессах в солнечной атмосфере во время возникновения КВМ. Поэтому многие важные детали возникновения КВМ теоретические модели не рассматривают и не объясняют. Это связано, прежде всего, с отсутствием регулярных измерений в нижней короне Солнца, где возникают КВМ, магнитного поля с высоким временным и пространственным разрешением и некоторых параметров корональной плазмы. Можно ожидать продвижения в решении проблемы возникновения КВМ благодаря новым инструментам Atmospheric Imaging Assembly (AIA;

[3]) на борту космического аппарата Solar Dynamics Observatory (SDO; [4]), обеспечивающим многоволновые наблюдения Солнца с высоким временным и пространственным разрешением.

В ряде работ, использующих данные SDO/AIA, уже получены важные результаты, касающиеся возникновения КВМ. Авторы работы [5] пришли к выводу, что триггером вспышки и КВМ была винтовая изгибная неустойчивость (helicalkink instability) жгута (flux rope), и ускорение выброса массы было обеспечено тороидальной неустойчивостью. В работе [6] на примере из шести КВМ описан процесс формирования КВМ, где эруптивный протуберанец или эмиссионная петля играет роль триггера возникновения КВМ. Эруптивный протуберанец (эмиссионная петля) возмущает вышележащие области короны, создавая движущиеся с разной скоростью петлеобразные структуры (т.е. незамкнутые петельные структуры, "ноги" которых по наблюдениям в плоскости неба направлены в сторону места эрупции проту-

беранца) повышенной яркости. Сформированная фронтальная структура КВМ начинает быстрое движение в направление от лимба после прихода к месту ее формирования движущихся внутренних петлеобразных структур. С другой стороны, согласно [7], формирование одного КВМ, не связанного с эрупцией волокна, происходит следующим образом. Примерно за 7 часов до появления КВМ возникает магнитоплазмен-ный жгут, наблюдаемый первоначально в самой "горячем" канале SDO/AIA 131 Ä. Далее жгут охлаждается и затем, вследствие дестабилизации, происходит его выброс — возникает КВМ.

Тем не менее, многие вопросы, касающиеся возникновения КВМ еще остаются невыясненными. Важным при исследовании механизмов генерации КВМ является нахождение связи выбросов массы с другими видами солнечной активности. В работе [8] показано, что максимум скорости КВМ коррелирует с полной энергией ускоренных во вспышке электронов. Установлено, что возрастание скорости многих КВМ со временем синхронизовано с изменением интенсивности мягкого рентгеновского излучения из вспышки [6; 9—13]. Bein et al. (2012) [14] выяснили, что КВМ, сопровождающиеся вспышками, характеризуются, в среднем, большими максимумами и меньшими длительностями основного ускорения. В работе [15] обнаружена сильная корреляция между параметрами вспышек с большой длительностью нарастания потока мягкого рентгеновского излучения и характеристиками КВМ. В работах [16, 17] сделан вывод, что временной профиль основного ускорения КВМ синхронизован с профилем интенсивности жесткого рентгеновского излучения из связанной вспышки.

Уже первые исследования КВМ обнаружили существование сильной связи между появлением выброса массы и эрупцией волокна (протуберанца). В работе [18] показано, что ~50% КВМ, связанных с эрупцией волокна (ЭВ) и/или со вспышками, связаны только с ЭВ, а ~70% рассмотренных авторами КВМ связаны с ЭВ (со вспышками или без вспышек). В этой же работе установлено, что ~40% КВМ связаны со вспышками. При этом сделан вывод, что КВМ, связанные со вспышками, в среднем, более быстрые, чем связанные только с ЭВ. Аналогичный результат, касающийся скорости КВМ, был получен в работе [14]. Можно предположить, что и механизмы формирования выбросов массы, связанных и не связанных с ЭВ могут оказаться различными.

Необходимым этапом выяснения физических механизмов генерации КВМ является исследование свойств выбросов массы на начальной стадии их движения. В ряде работ уже получены важные результаты, касающиеся кинематики КВМ и некоторых их геометрических характеристик [6, 7,

9—11, 13, 16, 17, 19, 20]. Особый интерес представляет изучение закономерностей возникновения и движения быстрых КВМ. В данной работе к быстрым КВМ отнесены выбросы с линейной или максимальной скоростью >1500 км/с в поле зрения LASCO. Известно, что доля быстрых КВМ существенно выше [21] среди корональных выбросов массы типа гало (ГКВМ; [22]). ГКВМ являются довольно удобными объектами для изучения механизмов формирования выбросов массы, т.к. в случае расположения их источников относительно близко к центру солнечного диска появляется возможность "увидеть" все явления, которые происходят в месте возникновения КВМ. Кроме этого, быстрые ГКВМ часто оказываются геоэффективными, что является дополнительным стимулом их изучения [23]. В то же время заметим, что анализ дисковых событий в некоторых случаях связан с определенными трудностями. Выделение объектов исследования (например, КВМ на начальной стадии движения) может оказаться затруднительным из-за возмущающего действия различных факторов. Например, многочисленные мелкомасштабные динамичные структуры в окрестности места возникновения КВМ могут оказаться серьезной помехой при выделении выброса массы. Или исходные изображения могут оказаться недостаточно высокого качества. Основной путь решения проблемы выделения КВМ в этом случае — создание в общем случае многоступенчатых методов обработки исходных изображений (см. раздел 2).

Цель настоящей работы — получить новые сведения о закономерностях формирования и движения быстрых импульсных ГКВМ, не связанных с эрупцией волокон.

2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ ИХ АНАЛИЗА

Для изучения формирования и движения КВМ использовались данные инструмента Solar X-ray Imager (SXI; [24]) на борту GOES-12 и данные SDO//AIA. Временное разрешение SXI ~ 60 с, пространственное разрешение этого инструмента ~5" угловых секунд на пиксель, поле зрения (FOV) ~1.3Ro (Ro — радиус Солнца), спектральный диапазон ~(6—60) Á. SDO/AIA получают многоволновые изображения Солнца с пространственным разрешением 0.6" угловых секунд на пиксель и временным разрешением 12 с. Поле зрения инструментов 1.3 Ro. Для изучения инициации КВМ и связанной вспышки мы использовали AIA каналы 171 Á (T ~ 0.6 MK), 193 Á (T ~ 1.6 MK), 211 Á, 131 Á (T ~ 11 MK), 304 Á (T ~ 0.05 MK). В скобках указана характерная температура формирования излучения в этих каналах.

Были изучены свойства восьми быстрых ГКВМ, зарегистрированных в поле зрения SOHO/LASCO: 29.X.2003, 15.I.2005, 15.I.2005,

Таблица

1 2 3 4 5 6 7

29.X.2003 20.37 S15W02 XI0 4200 ii I

(20.54.05)

15.I.2005 05.54 N16E04 M8.6 2200 i I

(06.30.05)

15.I.2005 22.25 N15W05 X2.6 3050 i I

(23.06.50)

17.I.2005 09.42 N15W25 X3.8 3200 i I

(09.54.05)

22.VIII.2005 16.46 S13W65 M5.6 2400 i II

(17.30.05)

23.VIII.2005 14.19 S14W90 M2.7 2400 i II

(14.54.05)

7.III.2012 00.02 N17E27 X5.4 3050 iii I

(00.24.06)

9.III.2012 03.22 N15W03 M6.3 1800 iii I

(04.26.09)

1 — Дата события; 2 — время начала связанной вспышки (час. мин); 3 — координаты связанной вспышки; 4 — рентгеновский балл связанной вспышки; 5 — максимальная скорость КВМ, км/с (для 8X1 событий усреднена по светлым и темным петлям и округлена); 6 — группа по особенностям формирования КВМ (символы для обозначения группы приведены в аннотации); 7 — тип события по профилю скорости (I или II).

17.I.2005, 22.VIII.2005, 23.VIII.2005, 7.III.2012 и 9.III.2012.

В таблице суммированы некоторые сведения о хар

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