УДК 523.945
СВЯЗЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ С СОЛНЕЧНЫМИ ВСПЫШКАМИ
© 2013 г. А. И. Подгорный1, И. М. Подгорный2, Н. С. Мешалкина3
3Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, г. Москва
2Институт астрономии РАН, г. Москва 3Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, г. Иркутск e-mail: podgorny@inasan.ru Поступила в редакцию 21.06.2012 г. После доработки 12.11.2012 г.
Слабая активная область NOAA 11158 появилась на солнечном диске вблизи восточного лимба. Область NOAA 11158 быстро возрастала и достигнув магнитного потока более 1022 Мкс произвела вспышку класса X. Во время вспышки наблюдались лишь слабые изменения поля в отдельных точках. Никаких характерных особенностей динамики фотосферного поля во время вспышки при анализе данных с разрешением 45 с обнаружено не было. Область NOAA 10720 после возрастания потока выше 3 х 1022 Мкс произвела шесть вспышек класса X. Поле во время этих вспышек оставалось спокойным. Возрастание магнитного потока выше ~ 1022 Мкс является необходимым, но недостаточным условием для появления мощных вспышек. Простые активные области вспышек не производят. Для возникновения вспышки распределение поля в активной области должно иметь сложный вид и линии инверсии полярности должны иметь сложную форму. Только над такими активными областями могут существовать особые линии магнитного поля, в окрестностях которых возникают токовые слои, в магнитном поле которых накапливается энергия солнечных вспышек.
DOI: 10.7868/S0016794013060114
1. ВВЕДЕНИЕ
На диске Солнца в максимуме солнечной активности может одновременно наблюдаться более десятка АО (активных областей). АО появляется неожиданно. Появление нового магнитного потока связывают со всплыванием магнитной трубки из конвективной зоны. Плавучесть трубки возникает в результате пониженной в ней концентрации, устанавливающейся из-за баланса давлений. Типичное время формирования большой АО около недели, а время ее существования может достигать месяца. В отличие от изображений в видимом излучении, где отдельное солнечное пятно обычно представляет собой круг, границы магнитного поля в пятне имеет сложную форму, и линии инверсии полярности поля также имеют сложную форму, особенно у АО, дающих вспышки.
Рентгеновские измерения [Masuda et al.,1994; Lin et al. 2003] показали, что солнечная вспышка происходит в короне над АО. Компактный источник рентгеновского излучения (n ~ 1011 см-3 и T ~ ~ 3 кэВ) отчетливо регистрируется в короне для вспышки класса X, возникшей на лимбе. Единственным резервуаром энергии в короне, где в = = 8nnkT/B2 ~ 10-6, может быть магнитное поле токов, текущих в короне. Токовая система, ответственная за вспышку, должна обладать способностью аккумулировать магнитную энергию
в предвспышечном состоянии и при переходе в неустойчивое состояние выделять ее взрывным образом. Такой способностью обладает токовый слой. Численное решение полной системы трехмерных магнитогидродинамических уравнений показало, что перед вспышкой над АО образуется токовый слой, в магнитном поле которого запасается энергия достаточная для вспышки [ВПепко et а1., 2002; Подгорный и Подгорный, 2008]. Граничные и начальные условия в расчете задаются из фо-тосферных измерений перед реальной вспышкой, и никаких предположений о механизме вспышки не делается. Численное МГД моделирование показало, что токовый слой образуется в окрестности особой линии магнитного поля (в простейшем случае линия нулевого поля) за счет возмущений, поступающих от фотосферы. Таким образом, в пред-вспышечном состоянии над областью должна существовать особая линия магнитного поля. Энергия возмущений аккумулируется в магнитном поле токового слоя, образующегося в окрестности особой линии. Токовый слой является довольно распространенным явлением в космической плазме. Он разделяет линии магнитного поля в межпланетной среде. Одна из возможностей образования токового слоя реализуется в магнитосфере Земли. Токовый слой в хвосте магнитосферы Земли образуется при взаимодействии солнечного ветра с полем диполя, а быстрый распад геомаг-
СВЯЗЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ С СОЛНЕЧНЫМИ ВСПЫШКАМИ
737
нитного хвоста приводит к магнитной суббуре. Ряд авторов рассматривает возможность объяснения вспышек появлением в короне магнитного жгута — тока, направленного вдоль линий поля над АО [Lin, 2004; Зайцев и Степанов, 2008; Соловьев,
2012]. Диссипация токов жгута, расположенных высоко в короне, также не должна вызвать существенных возмущений магнитного поля фотосферы. Однако в работах по численному моделированию магнитного поля над АО, опубликованных к настоящему времени, где задаются реальные условия на фотосфере, существование магнитного жгута в короне обнаружено не было.
Если происхождение вспышки связано с появлением токового слоя, то большая вспышка может произойти только над АО с достаточно сильным магнитным полем, а конфигурация поля в АО должна быть достаточно сложной, чтобы в короне над такой АО существовали особые линии. В области, состоящей из двух солнечных пятен (ведущего и ведомого), разделенных линией инверсии полярности не сложной формы, линии поля в короне должны иметь форму простых арок без особых линий. Над такой АО не может появиться особая линия. В обзоре современных методов прогноза вспышечной активности [Robbrecht, 2011] специально подчеркивается, что над областями с одной простой линией инверсии полярности вспышки не происходят.
В работах [Ishkov, 2001; Podgorny and Podgorny, 2010; Подгорный и Подгорный, 2011] исследовался ряд АО, давших больше вспышки. Было показано, что наблюдаемые вспышки класса X возникали только над АО, когда магнитный поток АО становился достаточно большим. Анализ магнитных потоков [Podgorny and Podgorny, 2010; Подгорный и Подгорный, 2011] в магнитных областях NOAA 10486 и 10365, давших серию больших вспышек (класса X), показал, что такие вспышки возникают при магнитных потоках больших 1022 Мкс. Предварительный анализ динамики АО NOAA 10720 [Podgorny and Podgorny,
2013] также подтвердил эти результаты и показал постоянство распределения магнитного поля АО во время вспышки.
Целью настоящей работы является детальное исследование магнитных полей АО NOAA 11158 и NOAA 10720, давших вспышки класса X, а также исследования поведения магнитного поля АО во время вспышки. Такая информация необходима для проверки того, насколько обнаруженные ранее закономерности являются общими, и для выяснения механизма вспышки: происходит ли при вспышке диссипация магнитной энергии, запасенной в короне или на поверхности Солнца.
Если вспышка возникает из-за диссипации магнитного поля в короне над АО, то в момент вспышечного выделения энергии магнитное поле АО не обязано меняться. Неудачные попытки об-
наружить поток энергии ~ 1029 эрг/с из АО во время вспышки были предприняты Falconer et al. (2006) и Lera and Barnes (2007). В обзоре [Petrie and Sudol, 2010] исследовалось 77 вспышек. Во время некоторых из них наблюдались локальные изменения поля ~ 100 Г длительностью ~15 с. В работе [Wang et al., 2009] исследовались флуктуации магнитного поля во время вспышки X7.1. Наблюдались небольшие (100 Г) флуктуации поля в отдельных точках АО с характерным временем, соизмеримым с длительностью вспышки, при этом максимальная величина поля составляла около 3000 Г. В статье [Jiang et al., 2012] обращается внимание на перемещения некоторых элементов полутени пятна с отрицательной полярностью в области NOAA 11158, которые трактуются, как вращение пятна со скоростью 90 град/сут. Такое перемещение началось за сутки перед вспышкой X2.2 и продолжалось после вспышки, не обнаруживая каких-либо особенностей во время вспышки. В работе [Kusano et al., 2012] рассмотрен механизм вспышки, основанный на быстром магнитном пересоединении в короне, вызванном "ориентацией малых магнитных элементов", т.е. незначительным изменением магнитного потока активной области. В настоящей работе исследуется динамика распределения магнитного поля во время вспышек. Проводится сравнение распределений поля во время вспышки, полученных с временным интервалом 45 с.
Использовались измерения компоненты магнитного поля вдоль луча зрения прибором MDI на космическом аппарате SOHO и прибором HMI на аппарате SDO. Величина измеренного таким образом магнитного поля зависит не только от его истинного значения, но и от угла между лучом зрения и поверхностью Солнца. Для исключения этого эффекта в работе использовалась нормальная к поверхности Солнца компонента магнитного поля. Нормальная компонента магнитного поля определялась решением уравнения Лапласа с граничными условиями в виде наклонной производной потенциала. Таким образом, исключалась зависимость измененной компоненты магнитного поля вдоль луча зрения от положения АО на диске Солнца.
2. МАГНИТОГРАММЫ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ ВО ВРЕМЯ И ПЕРЕД ВСПЫШКОЙ
АО NOAA 11158 начала формироваться вблизи восточного лимба 11.02.2011 (рис. 1), и в течение четырех дней стала крупной областью со сложной линией инверсии полярности. Такого типа АО обладают высокой вероятностью произвести мощные вспышки. Область NOAA 11158 произвела вспышки классов С8, а затем X2.2 (рис. 2). Из приведенных данных следует, что АО NOAA 11158
11.02.2011 01:45:00 12.02.2011 01:45:00 13.02.2011 01:45:00
14.02.2011 01:45:00 15.02.2011 01:42:00 15.02.2011 01:50:15
Рис. 1. Магнитограммы АО КОАА 11158, показывающие развитие области перед вспышкой Х2.2 15.02.2011.
Рис. 2. Измерения на аппарате GOES, демонстрирующие нарастание вспышечной активности области NOAA 11156 и динамика северного и южного потоков. Во время вспышки X2.2 измерения обработаны c интервалом 45 с.
наращивала магнитный поток обоих полярностей в течение четырех дней перед вспышкой, причем распределение поля носило сложный характер с двумя главными линиями инверсии полярности и внедрением поля одной полярности в поле другой.
На рисунке 1 отчетливо видна резкая граница между магнитными потоками противоположной полярности, свидетельствующая о большом градиенте поля поперек линии. Имеет место типичная предвспышечная Ру8-конфигурация. Еще одной
важной особенност
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.