КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2015, том 53, № 1, с. 24-34
УДК 523
ОТЛИЧИЯ В РАЗВИТИИ НАЧАЛЬНОЙ ФАЗЫ ФОРМИРОВАНИЯ ДВУХ ТИПОВ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ
© 2015 г. В. Г. Еселевич, М. В. Еселевич
Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск esel@iszf.irk.ru Поступила в редакцию 31.03.2014 г.
По результатам анализа данных инструмента А1А/^БО и ЕЦУ1/^ТЯЕЯЕО было подтверждено, что начальная фаза "постепенного" коронального выброса массы (КВМ) начинается как движение из состояния покоя внешней оболочки коронального магнитного жгута, которая становится затем основой фронтальной структуры КВМ. Показано, на примере анализа события 5.1.2013, что другой тип КВМ — "импульсный", может возникать как результат выброса "полости" из нижней короны Солнца (канал 193 А), которая затем становится основой будущего КВМ. Анализ трехмерной структуры полости, ее динамики и кинематики, а также сопоставление результатов анализа с численными расчетами, позволяют интерпретировать наблюдения как проявление быстрого подъема магнитной трубки (жгута), заполненной холодной плазмой. Появление жгута в нижней короне, возможно, является следствием его быстрого всплывания (со сверхзвуковой скоростью) из конвективной зоны Солнца. Теоретические оценки показывают, что причиной выброса магнитной трубкой из конвективной зоны может быть развитие неустойчивости Паркера ("медленной" волны).
БО1: 10.7868/80023420615010045
1. ВВЕДЕНИЕ
К настоящему времени установлено, что магнитные трубки (магнитные жгуты) играют центральную роль в формировании корональных выбросов массы (КВМ) [1, 2]. Однако, до сих пор, остается не ясным путь экспериментального решения основной задачи, являющейся принципиальной для понимания механизма формирования КВМ, а именно: магнитная трубка существует и располагается в короне до начала эрупции или же она может быть выброшена из конвективной зоны? От ответа на этот вопрос зависит возможность разделения наблюдаемых КВМ на "импульсные" и "постепенные", а значит вероятность существования, как минимум, двух различных механизмов возникновения КВМ. Именно, этот вопрос, в настоящее время, вызывает наиболее серьезные дискуссии у специалистов.
Существование постепенных КВМ не вызывает сомнений. Тем более что авторам работы [1] удалось, впервые, наблюдать и исследовать развитие на лимбе сечения магнитной трубки (жгута) постепенного КВМ (19.VII.2012), возникшего в активной области на очень малой высоте над лимбом Н < < 0.2Я (Я0 — радиус Солнца). (На больших высотах 0.1Я0 < Н < 1.0Яо их возникновение было доказано ранее в многочисленных работах [4, 5, 6, 7].)
Картина возникновения "постепенных" КВМ следующая. В короне существует магнит-
ная трубка (жгут), заполненная плазмой, два основания которой укоренены на фотосфере. В результате развития неустойчивости она может эруптировать. На рис. 1 приводится пример развития такого процесса на очень малой высоте h < < 0.2R0. На нем представлены изображения разностной яркости в EUV в последовательные моменты времени для КВМ 19.VII.2012 по данным AIA/SDO, 131 Ä. (Детальный анализ этого события сделан в работе [3].)
На рис. 1 видно, что поперечное сечение "постепенного" КВМ представляет собой вложенные друг в друга арочные структуры 1, 2, 3. То, что в трехмерном виде наблюдаемый набор петлеобразных структур в плоскости неба представляет собой магнитный жгут, было показано в работе (Pat-sourakos et al. (2013), на Fig. 11). Некоторые петли принадлежат жгуту, который вскоре начнет быстро подниматься, а другие связаны с фотосферны-ми источниками и претерпевают в основном изменения в плотности и температуре заполняющей магнитные трубки плазмы, но не существенные изменения геометрии этих трубок.
Перед эрупцией (в течение десятков минут) поперечный размер и яркость структур увеличивается, но при этом они остаются неподвижными. Эрупция начинается с движения внешней структуры (3 и 3а), но внутренние структуры на этом этапе, остаются, практически, неподвижными.
Рис. 1. Разностные БЦУ-изображения развития "постепенного" СМЕ в последовательные моменты времени. Цифрами 1, 2 отмечены внутренние арочные структуры, а 3 и 3а — сдвоенная внешняя структура поперечного сечения магнитного жгута.
СЧ
>«г
0.28
0.20 -
0.12
0.04 -
20
30
40 50
Минуты после 04.00
60
70
Рис. 2. Зависимость нормированной высоты над лимбом к/Л0 от времени в направлении РА = 256.5°.
Это следует из анализа зависимостей нормированной высоты над лимбом к/Я0 от времени, представленных на рис. 2, которые построены для участков структур, движущихся вдоль пунктирной прямой на рис. 1. Из рис. 2 видно, что вплоть до 5 часов 10 минут в радиальном направ-
лении (возрастание высота над лимбом к от времени), движется только внешняя сдвоенная структура 3 и 3а (затем становится фронтальной структурой (Б8) коронального выброса), а внутренние структуры 1 и 2 лишь испытывают некоторые колебания вблизи положения равновесия.
Возможной альтернативой "постепенным" КВМ являются "импульсные" КВМ. Предполагается, что их формирование может быть связано со всплывающими из конвективной зоны с большой скоростью магнитными трубками, существование которых предсказывается теоретически [2, 8]. Экспериментальное доказательство существования "импульсных" КВМ является очень не простой задачей.
Современными магнитографами (например, SOHO/MDI имеет разрешение порядка 1 мин) это сделать затруднительно. И, тем не менее, на инструменте IMaX на стратосферном баллонном телескопе Sunrise были проведены прямые измерения допплеровского смещения поляризованного сигнала вблизи линии FeI 5250.217 А. Они зарегистрировали величину скорости подъема магнитной трубки на уровне фотосферы ~12 км/с, которая, почти, в два раза превосходит локальную скорость звука на уровне фотосферы [10]. Причем это было сделано на пределе временного разрешения инструмента.
Целью настоящей работы является исследование особенностей развития начальной фазы импульсных КВМ и ее отличий от развития "постепенных" КВМ.
2. КРАТКАЯ ИНФОРМАЦИЯ О ВЫВОДАХ ТЕОРИИ ТОНКОЙ МАГНИТНОЙ ТРУБКИ
При исследовании природы "импульсных" КВМ будем опираться на выводы теории всплывающей из конвективной зоне тонкой магнитной трубки, развитой в работах [8, 11, 12].
Суть постановки задачи в этих работах состоит в следующем:
1) Трубка находится в механическом равновесии и замкнута в кольцо с радиусом г0 > d (й — диаметр трубки) и центром в центре Солнца. Она располагается горизонтально дну конвективной зоны.
2) Вдоль трубки задается возмущение малой амплитуды с волновым числом т (длина волны А).
3) Линейный анализ малых колебаний трубки вблизи положения равновесия позволяет установить два типа волн, распространяющихся вдоль магнитной трубки. Наибольшей скоростью распространения обладают изгибные (быстрые) волны, наименьшей скоростью — варикозные (медленные) волны [13].
4) Из-за воздействия гравитации наиболее неустойчива медленная мода колебаний. Поэтому исследуется ее устойчивость или, другими словами, устойчивость "медленной" волны.
"Медленная" волна характеризуется тем, что в ней вещество смещается в основном вдоль трубки, а давление изменяется в противофазе к напряженности магнитного поля.
В результате на участках с повышенным магнитным полем уменьшается плотность, т.к. вещество стекает в соседние участки. Возрастает подъемная сила Архимеда (по сравнению с противодействующей ей силой натяжения магнитного поля) и участок начинает быстро подниматься вверх к фотосфере. Это сценарий развития неустойчивости "медленной" волны или неустойчивости Паркера.
В результате развития неустойчивости Паркера на уровень фотосферы всплывает небольшая часть от всей трубки длиной 1 ~ Ат/6 [2]. Под действием силы гравитации создается поток вещества к основанию трубки, верхняя часть арочной структуры с оттоком плазмы нелинейно ускоряется к уровню фотосферы. Таким образом, развитие неустойчивости Паркера целиком определяется взаимодействием магнитной трубки с гравитационным полем Солнца. Более подробно механизм развития неустойчивости медленной волны описан в работе [2].
Отметим, что развитие неустойчивости Паркера в начальной стадии носит пороговый характер: все МГД-параметры плазмы внутри трубки на выбранной глубине конвективной зоны должны иметь строго определенные взаимосогласованные критические значения: плотность, температура, давление, напряженность магнитного поля. Распределения критических значений по каждому параметру должно быть реализованы на длине трубки не меньше половины длины волны соответствующей гармоники. При нарушение любого (хотя бы одного) из этих условий развитие неустойчивости Паркера не реализуется. В работе [2] критические значения МГД-параметров трубки для каждой глубины конвективной зоны рассчитывались по результатам линейного анализа и определялись в качестве начальных условий задачи. Пытаться реализовать развитие неустойчивости Паркера прямым 3D МГД-моделированием, практически, невозможно. 3D МГД-модели предназначены, в основном, для решения задач, связанных формированием активных областей Солнца. Результаты работы [2] дополняют результаты 3D МГД-моделирования [14].
Очень важным является вывод теории [2] о том, что развитие неустойчивости Паркера в конвективной зоне слабо зависит от напряженности магнитного поля. А определяющим физическим параметром является длина волны (волновое число т). В зависимости от волнового числа т нелинейно
изменяется глубина начала неустойчивости магнитного поля по отношению к фотосферному уровню.
1) В диапазоне 0 < m < 4 развитие неустойчивости Паркера протекает в нижних слоях конвективной зоны. При подъеме магнитного поля к фотосферному уровню через большой перепад внешнего давления газа, трубка резко расширяется, а значения напряженности ее магнитного поля уменьшаются на выходе до значений ~0.1—10 Гс Таким образом зарождаются и стабильно поддерживаются фоновые магнитные поля на фотосфер-ном уровне Солнца.
2) В диапазоне 10 < m < 20 глубина начала неустойчивости магнитного поля перемещается в середину конвективной зоны. Перепад давления по отношению к фотосферному уровню знач
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.