АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 4, с. 320-331
УДК 523.98
ФИЗИЧЕСКИЕ ОТЛИЧИЯ В НАЧАЛЬНОЙ ФАЗЕ ФОРМИРОВАНИЯ ДВУХ ТИПОВ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ
© 2014 г. В. Г. Еселевич*, М. В. Еселевич
Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, Россия Поступила в редакцию 21.05.2013 г.; принята в печать 11.06.2013 г.
Исследованы физические отличия в формировании "постепенных" и "импульсных" корональных выбросов массы (СМЕ) на высотах Н< 0.2 Н,0 (Н — высота относительно поверхности Солнца, Н,0 — радиус Солнца) непосредственно перед и в течение начальной фазы их движения по данным ультрафиолетовых линий инструмента Л1Л/800. Показано, что основой структуры "постепенного" СМЕ является магнитный жгут, расположенный в короне. В течение часа и более перед начальной фазой в магнитном жгуте происходят следующие процессы: усиливается яркость и увеличивается поперечный размер — сначала низко лежащих внутренних структур жгута, а затем структур его внешней оболочки, наиболее удаленной от Солнца. При этом жгут остается неподвижным. Начальная фаза "постепенного" СМЕ начинается с движения внешней оболочки магнитного жгута, которая становится затем основой фронтальной структуры СМЕ. При этом внутренние низко лежащие структуры жгута остаются на этом этапе практически неподвижными. Начальная фаза "импульсного" СМЕ начинается с появлением вблизи фотосферы движущейся от Солнца полости, динамика которой предположительно отражает всплытие из-под фотосферы магнитной трубки с холодной плазмой. Встречая на своем пути арочные структуры, магнитная трубка сталкивается с ними и увлекает их за собой. Эти структуры участвуют в формировании СМЕ, основу которого составляет сама магнитная трубка.
DOI: 10.7868/80004629914030037
1. ВВЕДЕНИЕ
Кинематические кривые корональных выбросов массы (английская аббревиатура СМЕ) характеризуются тремя последовательными фазами: начальной (постепенной), импульсной и фазой распространения [1—6]. На начальной фазе скорость лидирующей части СМЕ медленно возрастает до значений нескольких десятков км с-1. На импульсной фазе происходит быстрое ускорение СМЕ. На фазе распространения скорость СМЕ либо почти постоянна, либо слабо уменьшается из-за взаимодействия с окружающим солнечным ветром [7]. Исследования 95 СМЕ [6] показали, что в среднем чем ниже высота места возникновения СМЕ и чем меньше их размер, тем быстрее и до больших значений происходит их ускорение на импульсной фазе. Эти результаты авторы [6] связали с действием силы Лоренца, способной вызвать такие ускорения. Однако полученные в [6] экспериментальные зависимости имеют весьма существенный разброс экспериментальных точек, что может свидетельствовать о влиянии каких-то других факто-
Б-шаП: esel@iszf.irk.ru
ров (кроме силы Лоренца) на кинематику СМЕ. Одним из таких факторов могут быть отличия в механизме формирования СМЕ, т.е. возможность существования различных типов СМЕ. В работе [8] был сделан вывод о существовании двух типов СМЕ: "постепенных" (медленно эволюционирующих) и "импульсных". Впервые такое разделение СМЕ, но под несколько другими названиями ("flare-associated" and "eruption-associated"), было введено в [9]. До сих пор этот вывод является дискуссионным, но ряд работ все-таки свидетельствует в пользу такого разделения.
В работе [10] был проведен детальный анализ начальной стадии движения 18 лимбовых СМЕ (долгота места их появления на Солнце Ф > 60°) по данным, полученным на инструментах Mark-3, Mark-4 и Digital Prominence Monitor (Солнечная обсерватория Мауна-Лоа), данным с космических аппаратов STEREO (инструмент EUVI). Было показано, что физическими характеристиками, отличающими постепенные (рассмотрено 11 событий) и импульсные (рассмотрено 7 событий) СМЕ, являются место, скорость и угловой размер в момент их возникновения. Место возникнове-
ния постепенных СМЕ расположено в короне на расстояниях 0.1 К© < Н < 0.7 К© от поверхности Солнца. Они начинают движение из состояния покоя (начальная скорость У0 & 0), имея угловой размер в диапазоне & 15°—65° (в гелиографической системе координат). В отличие от постепенных, формирование импульсных СМЕ происходит близко к поверхности Солнца (Н < 0.1 К©) из области с угловым размером &1°. Их скорость уже в первые моменты регистрации может достигать нескольких сотен км с-1 [10]. Экстраполяция экспериментальной зависимости Н(Ь) на более ранние моменты времени позволила предположить, что формирование импульсного СМЕ может быть связано со сверхзвуковым всплыванием магнитной трубки из конвективной зоны Солнца. Теоретически возможность такого механизма формирования СМЕ была предсказана в [11, 12]. Таким образом, существование различий между постепенными и импульсными СМЕ следует ожидать именно на начальной фазе траектории движения.
В работе [13] на основе анализа двух лимбо-вых импульсных СМЕ по данным Л1Л/Б00 (Н < < 0.4 К©) был сделан предварительный вывод о том, что причиной формирования СМЕ в обоих случаях является всплывающая с большой скоростью из-под фотосферы магнитная трубка. На пути движения магнитной трубки могут располагаться от одной до нескольких арочных структур, с которыми она взаимодействует и увлекает за собой. Эти структуры участвуют в формировании СМЕ, основу которого составляет магнитная трубка.
Целью настоящей работы является выявление физических отличий двух типов СМЕ на начальной фазе их формирования вблизи поверхности Солнца (высота Н < 0.2 К©) по результатам анализа данных инструмента Л1Л/ БОО.
2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ АНАЛИЗА
Для анализа использовались ЕЦУ-изображе-ния в каналах 131, 211 и 1600 Л, получаемые на инструменте Л1Л/Б00 [14]. Временной интервал между изображениями — 12 с, пространственное разрешение (два пиксела) — 1.2", что соответствует 0.00125 К©, если выразить его в долях солнечного радиуса (К©). Данные яркости представлялись в виде разностной яркости АР = Р(Ь) — Р(Ь0), где Р(Ь0) — невозмущенная яркость в момент Ь0 до возникновения рассматриваемого события, Р(Ь) — возмущенная яркость в любой момент времени Ь > Ь0. Использовались также распределения бегущей разностной яркости АРгип = Р(Ь2) — Р(Ь1), где Ь2 и Ь1 — моменты ближайших по времени изображений.
По изображениям разностной яркости исследовалась динамика CME. Для детального анализа по разностным изображениям строились распределения (одномерные сканы) разностной яркости AP(r, t) = P(t, r) — P(t0, r). Начальная точка (О) распределений АР(r,t) находилась на поверхности Солнца, а направление определялось углом а, который отсчитывался от радиального направления, проведенного через точку О из центра Солнца (рис. 1б). Отсчет угла а — положительный против часовой стрелки. Для уменьшения уровня шума при построении распределений сигнал разностной яркости усреднялся в пределах угла 5а = 1° — — 5°. Для определения положения неподвижных структур (а не их изменений) использовались распределения яркости с вычтенной средней яркостью P (r) — Pav (r), также построенные из точки О для различных углов а. Здесь Pav — яркость P(r,t), сглаженная вдоль направления сканирования на масштабе 0.05 Rq .
Для анализа были выбраны два события: СМЕ 1-19 июля 2012 г. и СМЕ 2-11 февраля 2011 г. Оба этих события произошли вблизи лимба (соответственно, восточного и западного) и имели следующие основные особенности:
• СМЕ 1 произошел в активной области NOAA 11520 и сопровождался вспышкой балла M7.7 (S13 W88). Отсутствовали активизация или эрупция протуберанца во время формирования и движения СМЕ 1 в поле зрения AIA/SDO. (Эрупция протуберанца, которая началась в 06:36:17 (здесь и далее указано время UT), т.е. спустя 1 ч после возникновения СМЕ 1, является, вероятно, следствием этого процесса). СМЕ 1 был детально исследован в работе [ 15]. Авторами были получены прямые доказательства того, что его возникновение связано с формированием и затем дестабилизацией расположенного в короне магнитного жгута, то есть СМЕ 1 относится к типу постепенных CME. При этом передняя часть СМЕ 1 находилась достаточно близко к поверхности Солнца на высоте h < 0.2 Rq , что обычно характерно для возникновения импульсных СМЕ.
• СМЕ 2 произошел в активной области NOAA 11154 на высоте h < 0.2 Rq . Его появление сопровождалось вспышкой балла B8.0 (N00 W90) и активным протуберанцем (выбросом вещества с поверхности Солнца), который при наблюдении в ультрафиолетовых линиях и мягком рентгеновском диапазоне называют "jet" (джет). Этот СМЕ, предположительно, относится к импульсному типу.
У,
-0.15 -0.20 -0.25 -0.30 -0.35 -0.15 -0.20 -0.25 -0.30 -0.35
0.95 1.00 1.05 1.10 1.15
0.95 1.00 1.05 1.10 1.15
Рис. 1. Разностные БиУ-изображения в последовательные моменты времени для СМЕ-1. Данные Л1Л/БП0; 131 Л; 19 июля 2012 г.
Исследование и сравнение СМЕ 1 и СМЕ 2, возникших на малых высотах Н, открывает реальную возможность обнаружения физических отличий в начальной фазе формирования двух типов СМЕ.
3. АНАЛИЗ СМЕ 1(19 ИЮЛЯ 2012 г.)
Как уже отмечалось в разд. 2, в работе [ 15] было показано, что причиной возникновения СМЕ 1 является эрупция магнитного жгута, расположенного в короне на высоте Н < 0.2 Е&. Формирование этого жгута произошло примерно за 7 ч до его эрупции в результате магнитного пересоединения, вызвавшего компактную вспышку. На рис. 1 а— 1г показаны разностные изображения в 131 Л для четырех последовательных моментов времени, начиная с момента 04:15:22, т.е., примерно, в течение
1 ч до момента начала процесса эрупции. При этом использовались различные значения ¿0: для более ранних моментов времени на рис. 1а, 1б ¿0 = = 04:15:10, а для более поздних на рис. 1в, 1г ¿0 = = 04:34:34. Это сделано для ограничения больших значений яркости структур, которые расположены вблизи поверхности Солнца и яркость которых увеличивается во времени заметно быстрее, чем яркость удаленных структур. На рис. 1 видно следующее:
1. Поперечное сечение жгута в плоскости неба представляет собой сложное переплетение арочных структур, из которых выделим наиболее четкие структуры 1, 2, 3 и 3а (рис. 1в).
2. Со временем яркость каждой из структур и их
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.